Po čemu se promenljiva zvezda razlikuje od obične zvezde? Promjenjive zvijezde. RR Lyrae zvijezde

U daleka antička vremena ljudi su često usmjeravali pogled na zvijezde. Filozofi i astrolozi, svećenici i mudraci proučavali su ovaj misteriozni svijet. Šta mislite kako poznajemo toliko sazviježđa? Još u davna vremena ljudi su primijetili da je zvjezdano nebo praktično nepromijenjeno, a same zvijezde ne mijenjaju svoj sjaj. Tako su naši preci počeli vjerovati da je nebeski svijet nepromjenjiv, ali naš zemaljski svijet se stalno mijenja. To je vjerovatno razlog zašto su svi bogovi svih religija i svjetonazora živjeli ili na nebu ili u sazviježđima. Moćne životinje, mitski heroji i kraljevi ovjekovječeni su u sazviježđima. Ali ponekad su se pojavili "uljezi", to su vrlo sjajne zvijezde koje su iznenada planule, a zatim, nakon određenog vremena, nestale. To su bile nove zvijezde. A ova pojava nije bila tako česta. A naučnici tog vremena su ih nazivali nestvarnim. Ono što se u starim vremenima zvalo nove, sada se klasifikuje kao jedna od dve važne vrste varijabli: nove ili supernove. Sve do 16. veka. Naučnici nisu poznavali druge promenljive zvezde. Postoji, međutim, legenda da se ime Persejeve zvijezde - Algol (arapski - "zvijezda đavola") - pojavilo zbog svoje varijabilnosti koju su navodno primijetili stari Arapi (i danas dobro poznato).

Godine 1596. njemački astronom David Fabricius otkrio je novu zvijezdu 2. magnitude u sazviježđu Cetus. Gledao ga je neko vrijeme, a novi je, kao i obično, netragom nestao. Ali neočekivano, 1609. Fabricius ju je ponovo pronašao na nebu! Tako je prvi put otkrivena promjenljiva zvijezda, koja je uvelike promijenila njen sjaj: ponekad je postala nevidljiva golim okom, ponekad je ponovo rasplamsala, ali nije nestala zauvijek. Zanimljivo je da je u intervalu između dva Fabricijeva otkrića, 1603. godine, ovu zvezdu posmatrao još jedan nemački astronom Johan Bajer, autor prvog kompletnog zvezdanog atlasa neba. Nije primijetio varijabilnost, ali je zvijezdu stavio na kartu svog atlasa pod imenom Omicron Ceti. Njegovo drugo ime je Mira Whale, ili jednostavno Mira (latinski za "nevjerovatan").

dakle, promenljive zvezde- to su zvijezde čiji se sjaj mijenja do sada, astronomi nisu došli do konsenzusa o tome koja je minimalna promjena sjaja dovoljna da se zvijezda svrsta u datu klasu. Stoga, katalozi promjenjivih zvijezda uključuju sve zvijezde za koje su čak i vrlo male fluktuacije u sjaju pouzdano detektirane. Sada je u našoj galaksiji poznato nekoliko desetina hiljada promjenjivih zvijezda (vrijedno je da ih je oko 10 hiljada otkrila jedna osoba - njemački astronom Kuno Hofmeister), a ovaj broj vrlo brzo raste zahvaljujući modernim preciznim metodama posmatranja. Broj varijabilnih zvijezda otkrivenih u drugim galaksijama dostiže desetine hiljada.
Glavne vrste varijabilnih zvijezda

Promjenljive zvijezde se razlikuju po masi, veličini, starosti, uzrocima varijabilnosti i podijeljene su u nekoliko velikih grupa. Jedan od njih - pulsirajuće zvezde, čija se svjetlina mijenja zbog fluktuacija veličine. Zvezde pripadaju njima kao Mira, ili svjetova, su crveni divovi koji mijenjaju sjaj za nekoliko magnituda sa periodima u prosjeku od nekoliko mjeseci do godinu i po. Među pulsirajućim zvijezdama su vrlo zanimljive Cefeide, nazvan po jednoj od prvih otvorenih varijabli ovog tipa - Cepheus. Cefeide- to su zvijezde velike svjetlosti i umjerene temperature (žuti supergiganti). U toku evolucije stekli su posebnu strukturu na određenoj dubini, pojavio se sloj koji akumulira energiju koja dolazi iz dubina i zatim je ponovo oslobađa. Zvezda se povremeno skuplja, zagreva i širi, hladeći se. Prema tome, energija zračenja se ili apsorbuje od strane zvezdanog gasa, jonizujući ga, ili se ponovo oslobađa kada, kako se gas hladi, joni zarobe elektrone, emitujući svetlosne kvante. Kao rezultat toga, sjaj Cefeida se u pravilu mijenja nekoliko puta u periodu od nekoliko dana. Fizika pulsiranja cefeida prvi put je uspješno objašnjena 50-ih godina. Sovjetski naučnik S. A. Ževakin.

Cefeidi igraju posebnu ulogu u astronomiji. Godine 1908. američka astronomka Henrietta Leavitt, koja je proučavala cefeide u jednoj od obližnjih galaksija, Malom Magelanovom oblaku, primijetila je da se pokazalo da su ove zvijezde svjetlije što je duži period promjene njihovog sjaja. Veličina Malog Magelanovog oblaka je mala u odnosu na njegovu udaljenost, što znači da razlike u prividnoj svjetlini odražavaju razlike u osvjetljenju. Zahvaljujući odnosu period-luminoznost koji je Leavitt pronašao, lako je izračunati udaljenost do svake cefeide mjerenjem njenog prosječnog sjaja i perioda varijabilnosti. A pošto su supergiganti jasno vidljivi, cefeidi se mogu koristiti za određivanje udaljenosti čak i do relativno udaljenih galaksija u kojima se posmatraju. Postoji i drugi razlog za posebnu ulogu cefeida. U 60-im godinama Sovjetski astronom Jurij Nikolajevič Efremov otkrio je da što je duži period Cefeida, to je ova zvijezda mlađa. Koristeći odnos period-dob, nije teško odrediti starost svake cefeide. Odabirom zvijezda s maksimalnim periodima i proučavanjem zvjezdanih grupa kojima pripadaju, astronomi istražuju najmlađe strukture u Galaksiji.

Cefeide, više od ostalih pulsirajućih zvijezda, zaslužuju naziv periodične varijable. Svaki sljedeći ciklus promjene svjetline obično vrlo precizno ponavlja prethodni. Međutim, postoje izuzeci, a najpoznatiji od njih je Sjevernjača. Odavno je otkriveno da pripada Cefeidima, iako mijenja svoj sjaj u prilično beznačajnim granicama. Ali poslednjih decenija ove fluktuacije su počele da blede, a sredinom 90-ih. Severnjača je praktično prestala da pulsira. Da li će to biti zauvek - budućnost će pokazati.

Pored Cefeida i Mira, postoje mnoge druge vrste pulsirajućih zvijezda. Neki od njih, za razliku od Cefeida, pripadaju najstarijim predstavnicima zvjezdane populacije. Dakle, pulsirajuće varijable tip RR Lyra nalazi se u izobilju u kuglastim zvjezdanim jatima, starim preko 12 milijardi godina.

Pulsirajuća zvijezda je u određenom smislu slična oscilirajućem opružnom klatnu: analog krutosti opruge je prosječna gustoća tvari zvijezde. Zvijezde evoluiraju: mijenjaju se njihove veličine, a samim tim i njihova prosječna gustina. Sve se to ogleda u frekvenciji oscilovanja „zvezdane opruge“. Sistematskim merenjem sjaja pulsirajuće zvezde, nije teško odrediti period oscilovanja sa velikom preciznošću. Promjenom perioda, možete razumjeti kroz koju fazu prolazi zvijezda.

Nisu samo pulsirajuće varijable ono koje privlače veliku pažnju astrofizičara. Takozvani eksplozivno(ili kataklizmično) zvijezde su primjer složenih procesa u binarnim zvjezdanim sistemima, gdje udaljenost između komponenti nije mnogo veća od njihove veličine. Kao rezultat interakcije komponenti, materija iz površinskih slojeva manje guste zvijezde počinje teći ka drugoj zvijezdi. U većini eksplozivnih varijabli, zvijezda do koje teče plin je bijeli patuljak. Ako se na njegovoj površini nakupi mnogo materije i termonuklearne reakcije počnu naglo, tada se opaža izbijanje nove. U vidljivom području spektra, sjaj se povećava za najmanje 6 magnituda, a ponekad i mnogo više (nova V 1500 Cygni, koja je planula 1975. godine, povećala je sjaj za oko 19 magnituda!). Ukupno trajanje novog izbijanja je oko godinu dana ili više.

Ali čak i bez takvih nasilnih procesa, bliski binarni sistem može biti zanimljiva promenljiva zvezda. Tekuća materija ne pada odmah na površinu bijelog patuljka. Ako nema jako magnetno polje, plin formira disk oko bijelog patuljka. Ovaj disk je nestabilan, zbog čega zvijezda može doživjeti baklje, samo manjeg obima od novih i mnogo kraćeg trajanja (obično nekoliko dana od paljenja do gašenja). Takve varijable se nazivaju patuljasti novae ili U-tip varijable blizanci. Ako bijeli patuljak ima jako magnetsko polje, materija pada na zvijezdu u području polova i priroda varijabilnosti postaje još složenija.

Iako je spolja sličan izbijanju nove, fenomen supernove ima potpuno drugačiju prirodu: to je vjerovatno jedna od posljednjih faza u životu zvijezde, kada se ona katastrofalno skuplja, izgubivši svoje glavne izvore termonuklearne energije.

Ako binarni sistem poput nove ili patuljaste nove sadrži neutronsku zvijezdu ili crnu rupu umjesto bijelog patuljka, sistem se može posmatrati i kao promjenjiva zvijezda, a istovremeno će biti snažan izvor rendgenskog zračenja . Otkrivši novi izvor rendgenskih zraka, astronomi često pronađu optičku promjenjivu zvijezdu u istom dijelu neba, a onda su u stanju dokazati da je ta promjenjiva zvijezda ta koja emituje rendgenske zrake. Proučavajući bijele patuljke, neutronske zvijezde i crne rupe u varijabilnim zvjezdanim sistemima, astrofizičari proučavaju materiju u stanjima koja se ne mogu reproducirati u laboratoriju fizike.

Posebnu grupu varijabli čine najmlađe zvijezde, koje su nastale relativno nedavno (u kosmičkim razmjerima) u područjima koncentracije međuzvjezdanog plina. Takve zvezde su prvi put otkrivene u 19. veku. Ruski astronom Oto Vasiljevič Struve u ogromnom kompleksu oko Orionove magline, zbog čega su počeli da se nazivaju Orion varijable. Često se zovu T Tauri varijable, prema jednoj od poznatih mladih varijabilnih zvijezda. Orion varijable često mijenjaju svjetlinu na nasumičan način, ali ponekad pokazuju i znakove periodičnosti povezane s rotacijom oko svoje ose.

Znamo samo dva ili tri tuceta zvijezda koje pripadaju interesantnim tip R Sjeverne krune, čija je karakteristična karakteristika, figurativno rečeno, „obrnuti bljeskovi“. Zvezda koja ovoj vrsti promenljive daje ime ponekad iznenada opadne sjaj za nekoliko (do osam) magnituda, a zatim polako, tokom nedelja ili čak meseci, vrati svoj sjaj. Atmosfere takvih zvijezda imaju neobičan kemijski sastav: praktički im nedostaje najčešći element u svemiru - vodonik, ali imaju puno helijuma i ugljika. Pretpostavlja se da se ugljik kondenzira u strujama materijala koji teku sa površine zvijezde, stvarajući čađ, koja apsorbira zračenje. Neke zvijezde R-tipa u sjevernoj Koroni također imaju pulsacije s periodima od desetina dana.

Gore opisane varijabilne zvijezde mijenjaju svoj sjaj kao rezultat složenih fizičkih procesa u unutrašnjosti ili na površini, ili kao rezultat interakcija u bliskim binarnim sistemima. Ovo fizički varijabilne zvijezde (naravno, ovdje se ne razmatraju sve njihove sorte). Međutim, pronađene su mnoge zvijezde čija se varijabilnost objašnjava čisto geometrijskim efektima. Hiljade poznatih eclipse varijable zvijezde u binarnim sistemima. Njihove komponente, krećući se po njihovim orbitama, ponekad dolaze jedna za drugom. Najpoznatija promenljiva zvezda pomračenja je Algol. U ovom sistemu komponente nisu preblizu jedna drugoj, pa je njihov oblik malo iskrivljen interakcijom - gotovo su sferne. Varijable poput Algola jedva se mijenjaju u svjetlini sve dok se ne dogodi pomračenje. Otkrivanje takve varijabilnosti nije lako, jer je trajanje pomračenja obično kratko u poređenju sa vremenskim intervalom kada je sjaj zvijezde konstantan. Ali postoje i druge varijable pomračenja. Njihove komponente imaju oblik izduženih elipsoida - tako snažno privlačenje svake od njih utječe na susjeda. Tokom orbitalne rotacije takvih tijela, svjetlina se kontinuirano mijenja, te je prilično teško odrediti u kojem trenutku počinje pomračenje.

Svjetlina također može biti nedosljedna zbog činjenice da na površini zvijezde postoje tamne ili svijetle mrlje. Rotirajući oko svoje ose, zvijezda se okreće prema zemaljskom posmatraču bilo svjetlijom ili tamnijom stranom. Neke hladne patuljaste zvijezde imaju mrlje slične sunčevim, ali pošto one zauzimaju veliki dio diska, varijabilnost tokom aksijalne rotacije postaje prilično primjetna.

Sunčeve pjege su male. Ako promatrate Sunce izdaleka, poput zvijezde, malo je vjerovatno da će njegova varijabilnost biti primjetna. Još teže ga je otkriti sa Zemlje - Sunce je previše sjajno. Međutim, za ljude je Sunce najvažnija zvijezda od koje ovisi život na našoj planeti, pa mu se stoga posvećuje posebna pažnja. Posebne studije svemirskih letjelica su pokazale da, zaista, kada velike mrlje prođu preko solarnog diska, nešto manje svjetlosti stiže do Zemlje. Dakle, Sunce se može smatrati slabim spotted varijabla zvijezda. Uočava se i mala varijabilnost Sunca sa periodom jednakim jedanaestogodišnjem ciklusu sunčeve aktivnosti.

Vrlo često se geometrijska varijabilnost kombinuje sa fizičkom varijabilnosti. Dakle, mnogi crveni patuljci su pjegave varijable i istovremeno pripadaju jednoj od najčešćih vrsta fizičkih varijabli - treperi do zvijezda. Baklje takvih zvijezda slične su nekim vrstama solarnih baklji, samo mnogo snažnije. Ponekad tokom bljeska koje traje nekoliko minuta, sjaj zvijezde se povećava za nekoliko magnituda. (Zapamtite da razlika od jedne magnitude znači razliku u osvjetljenju od približno 2,5 puta.) Zamislite šta bi se dogodilo da, tokom sunčevih baklji, na Zemlju dođe dvostruko više svjetlosti nego inače!

Zvijezde čiji se sjaj mijenja zbog mikrolensinga ili pomračenja malih planeta Sunčevog sistema, odnosno pojava koje nisu povezane s procesima u samoj zvijezdi, ne smatraju se promjenljivim.

Amaterska promatranja promjenljivih zvijezda

Savremene metode naučnog istraživanja su veoma složene da bi se pravilno koristile potrebne su godine posebne obuke. Bez toga je nemoguće stvoriti novu fizičku teoriju ili ispravno provesti eksperiment. Nauka je postala gotovo sto posto profesionalna. Međutim, u oblasti proučavanja promenljivih zvezda i sada, u 21. veku, postoji ogromno polje aktivnosti za astronome amatere. Profesionalni astronomi još uvek nisu u stanju da zadrže svaku od desetina hiljada promenljivih zvezda u svom vidnom polju. Takva prilika će se vjerovatno pojaviti tek nakon organizovanja automatskog praćenja cijelog zvjezdanog neba uz brzu obradu informacija na moćnim računarima. U međuvremenu, astronomi amateri (od kojih su mnogi udruženi) posmatraju mnoge promenljive zvezde, uglavnom sjajne, i daju astronomskim naučnim institucijama vredne informacije o promenama njihovog sjaja.

Udruženje efikasno sarađuje sa profesionalnim astronomskim institucijama. Na primjer, astronomi su uputili njegove članove da prate kada će određena patuljasta nova bljesnuti, kako bi, po prijemu poruke o tome, mogli odmah početi posmatranja velikim teleskopima. Doprinos astronoma amatera posmatranju varijabli kao što je Mira Ceti, koje sprovode decenijama, je neprocenjiv. Rezultati su objavljeni u publikacijama Američkog udruženja promatrača promjenjivih zvijezda i drugih sličnih udruženja.

Često su astronomi amateri prvi koji primjećuju izbijanje novih zvijezda. Ovdje je najveći uspjeh u posljednje vrijeme pao na udio japanskih posmatrača, također udruženih u udruženje. Koristeći e-poštu, održavaju stalan kontakt, pomažu jedni drugima u provjeravanju mogućih otkrića i pravovremeno obavještavaju profesionalce. A protestantski sveštenik R. Evans iz Australije mogao je da zapamti izgled okoline velikog broja obližnjih galaksija tako da je, uperivši teleskop u njih, mogao da proveri (čak i bez pomoći zvezdane karte) da li su supernove izbio u ovim galaksijama. Tako je uspio otkriti desetine supernova.

Amaterska promatranja promjenljivih zvijezda provode se i u Rusiji i u Ukrajini, gdje imaju svoja udruženja amatera (neki naši sunarodnici također učestvuju u radu Američkog udruženja promatrača promjenljivih zvijezda). Najzanimljivije rezultate prijavljuju institutima koji se bave ovom problematikom.

> Promjenjive zvjezdice

Razmislite promenljive zvezde: opis klase zvijezda, zašto mogu mijenjati sjaj, trajanje promjene magnitude, sunčeve fluktuacije, vrste varijabli.

Varijabilna pozvao zvijezda, ako može promijeniti svjetlinu. Odnosno, njegova prividna veličina se iz nekog razloga povremeno mijenja za zemaljskog posmatrača. Takve promjene mogu potrajati godinama, ponekad samo sekundama, i kreću se između 1/1000 magnitude i 20.

Među predstavnicima varijabilnih zvijezda, više od 100.000 nebeskih tijela je uvršteno u kataloge, a hiljade njih djeluju kao sumnjive varijable. je takođe varijabla čiji sjaj fluktuira za 1/1000 magnitude i čiji period obuhvata 11 godina.

Istorija promjenjivih zvijezda

Istorija proučavanja promenljivih zvezda počinje sa Omikronom Ceti (Mira). David Fabricius ga je opisao kao novog 1596. godine. Godine 1638. Johannes Hogvalds je primijetio njeno pulsiranje tokom 11 mjeseci. Ovo je bilo vrijedno otkriće, jer je sugeriralo da zvijezde nisu nešto vječno (kako je tvrdio Aristotel). Supernove i varijable pomogle su da se uvede nova era astronomije.

Nakon toga, samo u jednom vijeku bilo je moguće pronaći 4 varijable tipa Svijet. Ispostavilo se da se za njih znalo prije nego što su se pojavili u zapisima zapadnog svijeta. Na primjer, tri su navedena u dokumentima Drevne Kine i Koreje.

Godine 1669. otkrivena je promjenjiva zvijezda pomračenja Algol, iako je njenu varijabilnost objasnio tek John Goodrick 1784. godine. Treći je Chi Swan, pronađen 1686. i 1704. godine. U narednih 80 godina pronađeno je još 7.

Od 1850. godine počeo je bum u potrazi za varijablama, jer se fotografija aktivno razvijala. Samo da shvatite, od 2008. bilo je više od 46.000 samo varijabli.

Karakteristike i sastav varijabilnih zvijezda

Promjenljivost ima razloga. Ovo se odnosi na promjene u osvjetljenju ili masi, kao i na neke prepreke koje sprječavaju dopiranje svjetlosti. Stoga se razlikuju tipovi varijabilnih zvijezda. Pulsirajuće varijabilne zvijezde se naduvaju i skupljaju. Dvostruka pomračenja gube svjetlinu kada se jedno od njih preklapa s drugim. Neke varijable predstavljaju dvije obližnje zvijezde koje razmjenjuju masu.

Mogu se razlikovati dvije glavne vrste varijabilnih zvijezda. Postoje unutrašnje varijable - njihova se svjetlina mijenja zbog pulsiranja, promjene veličine ili erupcije. A ima i vanjskih - razlog leži u pomračenju koje nastaje zbog međusobne rotacije.

Interne varijabilne zvijezde

Cefeide- nevjerovatno sjajne zvijezde, koje premašuju sunčevu svjetlost za 500-300.000 puta. Učestalost – 1-100 dana. Ovo je pulsirajući tip, sposoban da se brzo širi i skuplja u kratkom vremenskom periodu. Ovo su vrijedni objekti, jer se koriste za mjerenje udaljenosti do drugih nebeskih tijela i formacija.

Ostale pulsirajuće varijable uključuju RR Lyrae, koja ima mnogo kraći period i starija je. Tu su RV Taurus - supergiganti sa primjetnim kolebanjem. Ako gledamo zvijezde sa dugim periodom, onda su to objekti poput Mire - hladni crveni supergiganti. Poluregularni - crveni divovi ili supergiganti, čija periodičnost traje 30-1000 dana. Jedan od najpopularnijih je .

Ne zaboravite na promenljivu Cefeida V1, koja je ostavila trag u istoriji proučavanja Univerzuma. Uz njenu pomoć Edwin Hubble je shvatio da je maglina u kojoj se nalazila galaksija. To znači da prostor nije ograničen na Mliječni put.

Kataklizmičke varijable („eksplozivi“) sijaju zbog iznenadnih ili vrlo snažnih bljeskova stvorenih termonuklearnim procesima. Među njima su nove, supernove i patuljaste nove.

Supernove- su dinamični. Količina emitovane energije ponekad premašuje mogućnosti cijele galaksije. Mogu narasti do magnitude 20, postajući 100 miliona puta svjetlije. Najčešće nastaju u trenutku smrti masivne zvijezde, iako nakon toga može ostati jezgro (neutronska zvijezda) ili nastati planetarna maglina.

Na primjer, V1280 Scorpii je dostigao maksimalnu svjetlinu 2007. godine. Tokom proteklih 70 godina, Nova Cygnus je bila najsjajnija. Svi su bili zadivljeni i V603 Orla, koji je eksplodirao 1901. godine. Tokom 1918. nije bilo ništa manje svijetlo.

Patuljaste nove su dvostruke bijele zvijezde koje prenose masu i proizvode pravilne izljeve. Postoje simbiotske varijable - bliski binarni sistemi, u kojima se pojavljuju crveni div i vruća plava zvijezda.

Erupcije su uočljive po eruptivnim varijablama sposobnim za interakciju s drugim supstancama. Postoji mnogo podtipova: blještave zvijezde, supergiganti, protozvijezde, Orion varijable. Neki od njih djeluju kao binarni sistemi.

Eksterne varijabilne zvijezde

TO pomračenje odnose se na zvijezde koje povremeno blokiraju svjetlost jedna drugoj u posmatranju. Svaka od njih može imati svoje planete, ponavljajući mehanizam pomračenja koji se dešava u njemu. Algol je takav objekat. NASA-ina misija Kepler uspjela je pronaći više od 2.600 binarnih zvijezda u pomračenju tokom svoje misije.

Rotirajuće su varijable koje pokazuju male varijacije u svjetlosti koju stvaraju površinske mrlje. Vrlo često se radi o dvostrukim sistemima formiranim u obliku elipse, što uzrokuje promjenu svjetline tokom kretanja.

Pulsari- Rotirajuće neutronske zvijezde koje proizvode elektromagnetno zračenje koje se može vidjeti samo ako je usmjereno prema nama. Svjetlosni intervali se mogu mjeriti i pratiti jer su precizni. Vrlo često se nazivaju svemirskim svjetionicima. Ako pulsar rotira vrlo brzo, gubi ogromnu količinu mase u sekundi. Zovu se milisekundni pulsari. Najbrži predstavnik može napraviti 43.000 okretaja u minuti. Njihova brzina se objašnjava gravitacionom vezom sa običnim zvijezdama. Tokom takvog kontakta, gas se kreće od normalnog do pulsara, ubrzavajući njegovu rotaciju.

Buduća istraživanja varijabilnih zvijezda

Važno je shvatiti da su ova nebeska tijela izuzetno korisna za astronome, jer im omogućavaju da razumiju poluprečnike, masu, temperaturu i vidljivost drugih zvijezda. Osim toga, oni pomažu da se pronikne u sastav i proučava evolucijski put. Ali njihovo proučavanje je mukotrpan i dugotrajan proces, za koji se ne koriste samo posebni instrumenti, već i amaterski teleskopi.

Neke varijable su posebno važne, kao što su cefeide. Pomažu u određivanju starosti cijelog svemira i otkrivaju tajne udaljenih galaksija. Varijable svijeta otkrivaju tajne našeg Sunca. Supernove otkrivaju mnogo o procesu ekspanzije. Kataklizmične sadrže informacije o aktivnim galaksijama i supermasivnim crnim rupama. Stoga promjenljive zvijezde mogu objasniti zašto neke stvari u Univerzumu nisu stabilne.

Promjenjive zvijezde

Promenljive zvezde su zvezde čiji sjaj varira. Zvijezde su promjenjive i fizički promjenljive. U prvom slučaju, sama zvijezda ne mijenja svoj sjaj, jedna zvijezda jednostavno prekriva drugu dok se kreće, a posmatrač vidi promjenu u sjaju zvijezde. Ove zvijezde uključuju Algol (sazviježđe Perzej).

Fizičke varijable su zvijezde koje mijenjaju svoj sjaj u relativno kratkom vremenskom periodu kao rezultat fizičkih procesa koji se odvijaju u samoj zvijezdi. U zavisnosti od prirode varijabilnosti razlikuju se pulsirajuće varijable i eruptivne varijable, nove i supernove, koje su poseban slučaj eruptivnih varijabli, kao i pulsari i bliske dvostruke zvijezde (s protokom materije iz jedne komponente u drugu). Sada su poznate desetine hiljada fizički promenljivih zvezda.

Sve promjenjive zvijezde, uključujući varijable pomračenja, imaju posebne oznake, osim ako su prethodno bile označene slovom grčkog alfabeta. Prve 334 promjenljive zvijezde svakog sazviježđa označene su nizom slova latinice R, S, T, ..., Z, RR, RS, ... ..., RZ, SS, ST, .. ., SZ, ..., ZZ, AA, .... AZ, ..., QQ, ..., QZ sa dodatkom imena odgovarajućeg sazviježđa (npr. RR Lyr). Sljedeće varijable su označene kao V 335, V 336, itd. (npr. V 335 Cyg)

Sada razmotrimo sve poznate klase fizički promjenjivih zvijezda.

Cefeide. Cefeide su fizičke promjenjive zvijezde koje karakterizira poseban oblik njihove svjetlosne krive. Prividna veličina se mijenja glatko i periodično tokom vremena i odgovara promjeni sjaja zvijezde za nekoliko puta (obično od 2 do 6). Polaris pripada Cefeidima. Odavno je otkriveno da mijenja svoj sjaj u prilično beznačajnim granicama.

Ova klasa zvijezda je dobila ime po jednom od svojih tipičnih predstavnika - zvijezdi d Cefej.

Cefeidi pripadaju divovima i superdžinovima klasa F i G. Ova okolnost omogućava im da se posmatraju sa velikih udaljenosti, uključujući i daleko izvan granica našeg zvezdanog sistema - Galaksije.

Period je jedna od najvažnijih karakteristika cefeida. Za svaku datu zvijezdu ona je konstantna sa visokim stepenom tačnosti, ali za različite cefeide periodi su veoma različiti (od jednog dana do nekoliko desetina dana).

Istovremeno sa prividnom veličinom Cefeida, u prosjeku se mijenja i spektar jedne spektralne klase To znači da je promjena u luminoznosti Cefeida praćena promjenom temperature njihove atmosfere u prosjeku za 1500°.

U spektrima cefeida detektovana je periodična promjena radijalnih brzina iz pomaka spektralnih linija. Najveći pomak linija na crvenu stranu javlja se na minimumu, a na plavu - pri maksimalnoj svjetlini. Stoga se poluprečnik zvijezde također periodično mijenja.

D Zvezde Cefeja su mladi objekti koji se nalaze pretežno u blizini glavne ravni našeg zvezdanog sistema - Galaksije. Cefeidi koji se nalaze u kuglastim zvjezdanim jatima su stariji i nešto manje sjajni. To su manje masivne i stoga sporije evoluirajuće zvijezde koje su dostigle stadijum Cefeida. Zovu se zvijezde W Djevice.

Opisane uočene karakteristike cefeida ukazuju na to da atmosfere ovih zvijezda doživljavaju redovite pulsacije. Shodno tome, imaju uslove za održavanje posebnog oscilatornog procesa na konstantnom nivou dugo vremena.

Period mehaničkih oscilacija zvijezde poput Sunca je oko tri sata. Sunce zapravo pokazuje vrlo slabe pulsacije sa periodima kraćim od 2-3 sata. Međutim, da bi takve pulsacije dostigle tako značajne amplitude kao što se opaža kod cefeida, mora postojati određeni mehanizam koji obezbjeđuje energiju za ove oscilacije.

Trenutno se vjeruje da ova energija nastaje zbog zračenja zvijezde, a do nagomilavanja oscilacija dolazi zbog svojevrsnog mehanizma ventila, kada neprozirnost vanjskih slojeva zvijezde odlaže dio zračenja iz unutrašnjih slojeva.

Proračuni pokazuju da, zapravo, ulogu takvog ventila igra sloj zvijezde u kojem je helij djelomično ioniziran (dok su vodonik i drugi elementi gotovo potpuno ionizirani). Neutralni helijum je neproziran za ultraljubičasto zračenje zvijezde, koje je zarobljeno i zagrijava plin. Ovo zagrijavanje i rezultirajuća ekspanzija pospješuju ionizaciju helijuma. sloj postaje transparentan, povećava se protok izlaznog zračenja. Ali to dovodi do hlađenja i kompresije, uzrokujući da helijum ponovo postane neutralan i da se cijeli proces ponavlja.

Za implementaciju ovog mehanizma potrebno je da se na određenoj dubini ispod površine zvijezde, gdje je gustina već prilično velika, dostigne temperatura upravo neophodna za ionizaciju helijuma. To je moguće samo za zvijezde sa određenim efektivnim temperaturama, tj. luminoznost. Kao rezultat toga, pulsacije su moguće samo kod određenih zvijezda.

Ako pretpostavimo da za cefeide postoji neka veza između mase i luminoznosti, onda na osnovu odnosa treba očekivati ​​postojanje veze između perioda i luminoznosti.

Prisustvo takve zavisnosti ustanovljeno je mnogo pre nego što je mogla biti razjašnjena priroda pulsiranja cefeida. Prilikom proučavanja cefeida u jednom od nama najbližih zvezdanih sistema (u Malom Magelanovom oblaku), uočeno je da što je manja prividna magnituda cefeida (tj. što se čini svetlija), to je duži period promene njegovog sjaja. . Ova zavisnost se pokazala linearnom. Iz činjenice da su sve proučavane zvijezde pripadale istom sistemu, slijedi da su udaljenosti do njih bile skoro iste. Stoga se otkrivena zavisnost istovremeno ispostavila kao zavisnost između perioda P i apsolutne magnitude M (ili luminoznosti L) za cefeide.

Glavna poteškoća u određivanju nulte tačke ove zavisnosti je u tome što se udaljenosti do bilo koje od poznatih cefeida ne mogu odrediti trigonometrijski i potrebno je koristiti mnogo manje pouzdane indirektne metode.

Postojanje odnosa između perioda i apsolutne magnitude Cefeida igra izuzetno važnu ulogu u astronomiji: koristi se za određivanje udaljenosti do veoma udaljenih objekata kada se druge metode ne mogu koristiti.

Pored cefeida, postoji još nekoliko tipova pulsirajućih promenljivih zvezda. Najpoznatiji među njima RR Lyrae zvijezde, ranije nazivani kratkoperiodični cefeidi zbog sličnosti njihovih karakteristika sa običnim cefeidima. Zvijezde tipa RR Lyrae su divovi spektralne klase A. Zauzimaju vrlo usko područje na Hertzsprung-Russell dijagramu, što odgovara skoro istom sjaju za sve zvijezde ovog tipa, više od stotinu puta većem od Sunca. Periodi zvijezda RR Lyrae kreću se od 0,2 do 1,2 dana. Amplituda promjene svjetline dostiže jednu magnitudu.

Zanimljiva vrsta pulsirajuće varijable je mala grupa b-tipa Cefejevih zvijezda(ili tip b Canis Majoris), koji pretežno pripadaju divovima ranih spektralnih podklasa B (u prosjeku klasa B2-3). Na Hertzsprung-Russell dijagramu oni se nalaze desno od vrha glavne sekvence. Po prirodi varijabilnosti i obliku krivulje svjetlosti, ove zvijezde nalikuju zvijezdama RR Lyrae, razlikuju se od njih po izuzetno maloj amplitudi promjene magnitude, ne većoj od 0,2m. Periodi se kreću od 3 do 6 sati i, kao i kod cefeida, primećuje se zavisnost perioda od osvetljenosti. Čini se da krive radijalne brzine često variraju u fazi, obliku i amplitudi.

Pored pulsirajućih zvijezda s redovnim promjenama u luminoznosti, postoji niz tipova zvijezda čiji se obrasci svjetlosnih krivulja mijenjaju. Među njima se ističu RV Tauri zvijezde, u kojem se promjene u osvjetljenju karakteriziraju naizmjeničnim dubokim i plitkim minimumima, koji se javljaju u periodu od 30 do 150 dana i sa amplitudom od 0,8 do 3,5 magnituda. Zvijezde tipa RV Tauri pripadaju spektralnim klasama F, G ili K. Za mnoge od njih, svijetle emisione linije se pojavljuju u spektru blizu epohe maksimuma, a apsorpcione trake titanijuma se pojavljuju blizu minimuma. Ovo sugeriše da spektar zvezda RV Bika kombinuje karakteristike i ranih spektralnih tipova vrućih zvezda i kasno hladnih zvezda. Zvijezde RV Bika su posredna karika između cefeida i drugih vrsta pulsirajućih varijabli.

Upišite m zvijezde Cefeja pripadaju spektralnoj klasi M i nazivaju se crvene poluregularne varijable. Ponekad se odlikuju vrlo jakim nepravilnostima u promjeni osvjetljenja, koje se javljaju u periodu od nekoliko desetina do nekoliko stotina dana.

Pored poluregularnih varijabli na dijagramu spektra-luminoznosti su Zvezdice M klase, u kojem nije moguće detektirati ponovljivost promjena osvjetljenja (netačne varijable). Ispod njih se nalaze zvezde sa emisionim linijama u spektru koje glatko menjaju svoju svetlost u veoma dugim vremenskim periodima (od 70 do 1300 dana) iu veoma velikim granicama (do 10m). Izvanredan predstavnik zvijezda ovog tipa je “omikron” (o) Ceti, ili, kako se inače naziva, Mira (Divno). Otkrio ga je njemački astronom D. Fabritius. Godine 1596. bio je vidljiv na nebu, zatim nestao i pojavio se tek 1609. godine.

Na osnovu Mira zvijezde, cijela ova klasa zvijezda naziva se dugoperiodne promjenljive tipa Mira Ceti ili Miras. Miridi- pulsirajuće zvijezde čiji se sjaj mijenja zbog fluktuacije veličine. Spektri ovih zvijezda uvijek sadrže emisione linije vodonika (na maksimumu) ili metala (prije minimuma). Dužina perioda dugoperiodičnih promenljivih zvezda fluktuira oko prosečne vrednosti, u rasponu od 10% u oba smera.

Razmatrane grupe pulsirajućih varijabli čine jednu sekvencu zvijezda sa sve dužim trajanjem perioda (ili ciklusa) pulsiranja. Ovaj niz je posebno jasan ako se uzme u obzir broj zvijezda različitih tipova sa datom vrijednošću perioda sadržanih u određenom volumenu prostora. Većina pulsirajućih varijabli ima periode bliske vrijednostima od 0d.2 (tip RR Lyrae), 0d.5 i 5d (Cepheide), 15d (tip Cefeida - zvijezde W Djevice), l00d (poluregularne) i 300d ( dugoperiodične varijable). Sve ove zvezde
pripadaju divovima, tj. prema modernim idejama o evoluciji zvijezda, na objekte koji su prošli fazu postojanja na glavnoj sekvenci.

Dalji put evolucije odgovara kretanju udesno na Hertzsprung-Russell dijagramu. U ovom slučaju, sve zvijezde gornjeg glavnog niza moraju prijeći gore spomenutu traku nestabilnosti, ali masivne zvijezde je prelaze dva puta i tu ostaju duže.

Pored karakteristike nestabilnosti cefeida, mogu postojati i druge regije nestabilnosti u Hertzsprung-Russell dijagramu, koje odgovaraju drugim pulsirajućim varijablama. Dakle, pulsacije su najvjerovatnije prirodni fenomen koji razlikuje neke faze evolucije zvijezda.

Među zvijezdama slabijeg sjaja (patuljci) postoje i varijable raznih tipova, čiji je ukupan broj poznatih otprilike 10 puta manji od broja pulsirajućih divova. Sve one pokazuju svoju varijabilnost u vidu ponovljenih izbijanja, što se može objasniti raznim vrstama emisija materije – erupcijama. Stoga se cijela ova grupa zvijezda, zajedno sa novim zvijezdama, zove eruptivne varijable.

Treba, međutim, imati na umu da su se ovdje pokazale zvijezde najrazličitije prirode, kako one u ranoj fazi svoje evolucije, tako i one koje završavaju svoj životni put.

Treba uzeti u obzir najmlađe zvijezde, koje očito još nisu završile proces gravitacijske kompresije. T Tauri varijable(T Tau). To su patuljci spektralnih klasa, najčešće F-G, sa emisionim linijama u spektru koje podsjećaju na svijetle linije solarne hromosfere. Nalaze se u velikom broju, na primjer, u maglini Orion.

Vrlo slični njima RW Auriga zvijezde(RW Aur), koji pripadaju spektralnim klasama od B do M. Za sve ove zvijezde, promjena u luminoznosti se dešava tako nepravilno da se ne može ustanoviti nikakav obrazac. Može doći do haotičnih promjena svjetline s amplitudama koje dostižu 3m, a ponekad i do 1m tokom jednog sata.

Zvijezde T Bika najčešće se nalaze u grupama, posebno unutar velikih maglina plina i prašine. Male svetle magline se takođe primećuju direktno oko samih zvezda, što ukazuje na postojanje velikih gasovitih omotača. Kretanje materije u tim školjkama, povezano s procesom gravitacijske kompresije zvijezde, očito je uzrok njene haotične varijabilnosti. Iz toga slijedi da su zvijezde T Bika najmlađe formacije koje se već mogu smatrati zvijezdama. Poznati su i mlađi objekti - izvori infracrvenog zračenja. Ali to još nisu zvijezde, već oblaci plina i prašine koji se sabijaju u predzvjezdana tijela (protozvijezde).

Bacaju zvezde kao UV Ceti uvijek nalazi u područjima gdje postoje T Tauri varijable. Ovo su patuljci spektralnih klasa K i M. Emisione linije kalcijuma i vodonika takođe se primećuju u njihovom spektru. Odlikuju se izuzetnom brzinom povećanja sjaja tokom epizodnih baklji: za manje od jedne minute, tok zračenja može se povećati desetine puta. Nakon toga se za pola sata ili sat vraća na prvobitni nivo. Tokom bljeska, svjetlina emisionih linija također se povećava. Priroda fenomena snažno podsjeća na hromosfersku sunčevu baklju, ali se razlikuje u mnogo većoj skali. Zvijezde poput UV Cetija su najvjerovatnije u završnoj fazi gravitacijske kompresije.

Budite tipske zvijezde. Masivne zvijezde koje se brzo razvijaju mnogo je teže uhvatiti u ranim fazama njihove evolucije. Međutim, među vrućim zvijezdama klase B, koje se pretežno brzo rotiraju, često postoje zvijezde s emisionim linijama koje pripadaju vodoniku, ponekad helijumu i drugim elementima. Takve zvijezde po pravilu imaju promjenjiv spektar i mijenjaju sjaj za 0,1m-0,2m, a te promjene su nepravilne i očigledno su povezane sa otjecanjem materije uzrokovanim brzom rotacijom. Mase Be zvezda su oko 10M¤. Očigledno se radi o nedavno nastalim mladim objektima.

Wolf-Rayet zvijezde(označeno WR) čine malu grupu zvijezda koje pripadaju najsjajnijim objektima u našoj galaksiji. Njihova apsolutna magnituda je u prosjeku -4m, a njihov ukupan poznati broj ne prelazi 200. Spektri zvijezda tipa WR se sastoje od širokih svijetlih linija koje pripadaju atomima i ionima sa visokim potencijalom jonizacije (H, 1 He, 2 He, 3 C, 3 N , 3 O, itd.), postavljene na jaku kontinuiranu pozadinu. Pojava spektralnih linija ukazuje na širenje ljuski koje okružuju ove zvijezde, što se događa ubrzanjem. Energija koja se emituje u linijama je uporediva sa energijom u kontinuiranom spektru. Njegov izvor je snažno ultraljubičasto zračenje vrlo vruće zvijezde, čija efektivna temperatura dostiže 100.000 K! Svjetlosni pritisak takvog vrućeg zračenja je očigledno uzrok uočenog ubrzanog kretanja atoma u atmosferama zvijezda tipa WR. Kao i Be stars, to su mladi objekti, često binarni sistemi.

Zajedno s procesima kompresije ili širenja, sjaj zvijezde se može promijeniti zbog stvaranja tamnih i svijetlih mrlja na površini. Rotirajući se oko ose, zvijezda se okreće prema promatraču ili svijetlom ili tamnom stranom. Na nekim zvijezdama tamne mrlje zauzimaju velike površine, pa postaje primjetna varijabilnost. Na Suncu se povremeno povećava i broj tamnih mrlja. Utvrđeno je da kada prođu tamne mrlje na vidljivom Sunčevom disku, do Zemlje dopire manje svjetlosti. Dakle, Sunce se može smatrati pjegavom promjenljivom zvijezdom.

Nove zvezde. Termin “nova” zvijezda uopće ne znači pojavu novonastale zvijezde, već odražava samo određeni stupanj varijabilnosti nekih zvijezda. Nove zvijezde nazivaju se eruptivnim promjenjivim zvijezdama posebnog tipa, kod kojih je barem jednom uočeno naglo i oštro povećanje sjaja (baklja) od najmanje 7-8 magnituda. Najčešće, tokom baklje, prividna magnituda se smanjuje za 10m-13m, što odgovara povećanju sjaja za desetine i stotine hiljada puta. U prosjeku, apsolutna magnituda na maksimumu dostiže 8,5m. Nakon izbijanja, nove su veoma vrući patuljci. U fazi maksimuma blještavila izgledaju kao supergiganti spektralnih klasa A-F.

Kao što pokazuju zapažanja, u našoj galaksiji svake godine zapali oko stotinu novih zvijezda.

Ako je izbijanje iste nove uočeno najmanje dva puta, onda se takva nova naziva ponovljena. Ponovljene nove, po pravilu, povećavaju svoj sjaj nešto manje nego tipične nove.

Nakon izbijanja, nove zvijezde često pokazuju slabu varijabilnost.

Svjetlosne krivulje novih zvijezda imaju poseban oblik, koji omogućava podjelu svih pojava u nekoliko faza. Početni porast osvetljenosti se dešava veoma brzo (2-3 dana), ali malo pre maksimuma povećanje osvetljenosti se donekle usporava (konačni porast). Nakon maksimuma dolazi do smanjenja osvjetljenja koje traje godinama. Pad svjetline tokom prve tri magnitude obično je gladak. Ponekad se uočavaju sekundarni maksimumi. Zatim slijedi prijelazna faza, koju karakterizira ili glatki pad svjetline za još tri magnitude, ili njene fluktuacije. Ponekad dolazi do oštrog pada osvjetljenja praćenog polaganim vraćanjem na prethodnu vrijednost. Konačni pad svjetline odvija se prilično glatko. Kao rezultat toga, zvijezda dobiva isti sjaj kao prije izbijanja.

Opisana slika promjene sjaja nove pokazuje da prilikom izbijanja dolazi do iznenadne eksplozije uzrokovane nestabilnošću koja je nastala u zvijezdi. Prema različitim hipotezama, ova nestabilnost može nastati kod nekih vrućih zvijezda kao rezultat unutrašnjih procesa koji određuju oslobađanje energije u zvijezdi, ili zbog utjecaja nekih vanjskih faktora.

Mogući uzrok eksplozije nove je izmjena materije između komponenti bliskih binarnih sistema, kojima sve takve zvijezde pripadaju. U paru, jedna zvijezda je obično zvijezda glavnog niza, druga je bijeli patuljak. Normalna zvezda je u velikoj meri deformisana pod uticajem belog patuljka. Plazma iz njega počinje teći na bijelog patuljka, formirajući svijetleći disk oko njega. Kako materija pada na bijelog patuljka, stvara se sloj plina visoke temperature i gustine, a sudari protona uzrokuju termonuklearnu reakciju. Upravo ova termonuklearna eksplozija na površini bijelog patuljka dovodi do oslobađanja nakupljene ljuske. Posmatrač vidi sjaj školjke kao izbijanje nove zvijezde. Ukupna količina energije koja se oslobađa tokom izbijanja nove prelazi 10 45 -10 46 erg. Sunce emituje toliko energije tokom desetina hiljada godina! Ipak, to je znatno manje od ukupnih termonuklearnih energetskih rezervi zvijezde. Na osnovu toga, vjeruje se da eksplozija nove zvijezde nije praćena promjenom njene ukupne strukture, već utiče samo na površinske slojeve.

Posljedica zagrijavanja plina nastalog kao posljedica eksplozije je izbacivanje tvari iz zvijezde, što dovodi do odvajanja njenih vanjskih slojeva - ljuske mase 10 -4 -10 -5 M¤. Ova školjka se širi ogromnom brzinom od nekoliko stotina do 1500-2000 km/sec. Zvijezda ga brzo odbacuje i, kao rezultat, formira maglinu oko sebe. Proširene plinovite magline otkrivene su u gotovo svim nama najbližim novima.

U prvim fazama izbijanja, kada se radijus školjke povećava stotinama puta kao rezultat širenja, gustoća i temperatura vanjskih slojeva zvijezde se smanjuju. U početku vruća zvijezda klase O dobija spektar klase A-F. Međutim, uprkos hlađenju, ukupni sjaj zvijezde brzo raste zbog snažnog sjaja plinova i povećanja radijusa omotača. Stoga, malo prije maksimuma, nova zvijezda ima spektar supergiganta.

U ovoj fazi, spektar nove ima sve karakteristike svojstvene superdžinovima klase A ili F (uske linije, među kojima se ističu linije vodonika). Međutim, važna karakteristika ovog spektra, nazvanog premaksimalnim, je snažno pomicanje apsorpcionih linija na ljubičastu stranu, što odgovara približavanju emitujuće supstance k nama brzinom od nekoliko desetina ili stotina kilometara u sekundi. U ovom trenutku dolazi do širenja guste ljuske koju nova ima u ovoj fazi.

Na maksimumu, oblik spektra se naglo mijenja. Pojavljuje se takozvani glavni spektar. Njegove linije su pomaknute prema ljubičastoj za količinu koja odgovara brzini ekspanzije od oko 1000 km/sec. Razlog za ovu promjenu u spektru je činjenica da kako se širi, ljuska postaje tanja i stoga transparentnija. Zbog toga postaju vidljivi njeni dublji slojevi, koji se kreću mnogo brže. Odmah nakon maksimuma, u spektru nove pojavljuju se svijetle, vrlo široke emisione linije, u obliku traka koje uglavnom pripadaju vodoniku, željezu i titanu. Svaka od ovih traka zauzima cijeli interval spektra od odgovarajuće plavo pomjerene apsorpcione linije glavnog spektra do nepomaknute pozicije iste linije. To znači da je školjka već postala toliko razrijeđena da su vidljivi njeni različiti slojevi, koji imaju sve vrste brzina.

Kada je ovo smanjenje luminoznosti oko 1m, pojavljuje se difuzni spektar iskri, koji se sastoji od visoko difuznih apsorpcionih linija vodonika i joniziranih metala, kao i specifičnih svijetlih traka. Spektar difuzne iskre je superponiran na glavni, postepeno povećavajući intenzitet. Naknadno mu se dodaje takozvani Orionov spektar, karakterističan za vruće zvijezde klase B. Pojava difuzne iskre, a zatim i Orionovog spektra, ukazuje na to da zvijezda izbacuje materiju postupno rastućom brzinom iz dubljih i toplijih slojeva.

Do početka prelazne faze, spektar difuzne iskre nestaje, a orioni dostižu svoj najveći intenzitet. Nakon što i ovaj nestane, na pozadini kontinuiranog spektra nove, ispresijecanog širokim apsorpcionim trakama, pojavljuju se i postepeno pojačavaju emisione linije uočene u spektrima maglina razrijeđenog plina (maglični stupanj). To ukazuje na još jače razrjeđivanje tvari ljuske.

Supernove. Supernove su zvijezde koje pale kao nove i dostižu maksimalnu apsolutnu magnitudu od -18m do -19m, pa čak i -21m. Svjetlost se povećava za više od 19m, odnosno desetine miliona puta. Ukupna energija koju emituje supernova tokom izbijanja prelazi 10 48 -10 49 erg, što je hiljadama puta više nego za nove.

Supernove nastaju kao rezultat eksplozije zvijezde, kada većina njene mase odleti brzinom do 10.000 km/s, a ostatak kolabira u super gustu neutronsku zvijezdu.

Fotografski je zabilježeno oko 60 eksplozija supernove u drugim galaksijama, a često se pokazalo da je njihov sjaj uporediv sa integralnim sjajem cijele galaksije u kojoj je došlo do eksplozije. Supernove su završne faze života za zvijezde čija je masa 8-10 puta veća od Sunca, rađaju neutronske zvijezde i obogaćuju međuzvjezdanu sredinu teškim elementima.

Na osnovu opisa ranijih opažanja napravljenih golim okom, bilo je moguće ustanoviti nekoliko slučajeva eksplozija supernove u našoj Galaksiji. Najzanimljivija od njih je Supernova iz 1054, koja se spominje u hronikama, koja je eruptirala u sazvežđu Bika i koju su kineski i japanski astronomi posmatrali u obliku iznenadne "zvezde gosta", koja je izgledala svetlija od Venere i bila je vidljiva. čak i tokom dana.

Drugo zapažanje sličnog fenomena 1572. godine opisao je mnogo detaljnije danski astronom Tycho Brahe. Zabilježena je iznenadna pojava "nove" zvijezde u sazviježđu Kasiopeja. U roku od nekoliko dana, ova zvijezda je, ubrzano povećavajući svoj sjaj, počela izgledati sjajnije od Venere.

Ubrzo je njegovo zračenje počelo postepeno slabiti, a raspadanje je bilo praćeno fluktuacijama intenziteta i malim bakljama. Nakon dvije godine više nije bilo vidljivo golim okom.

Godine 1604. Kepler je primijetio eksploziju supernove u sazviježđu Zmije. Iako je ovaj fenomen sličan običnom izbijanju nove, razlikuje se od nje po svojoj skali, glatkoj i polako promjenjivoj svjetlosnoj krivulji i spektru.

Na osnovu prirode spektra u blizini maksimalne epohe, razlikuju se dva tipa supernova.

Supernove tipa I blizu maksimuma imaju kontinuirani spektar u kojem se ne vide linije. Kasnije se pojavljuju vrlo široke emisione trake čiji se položaj ne poklapa ni sa jednom poznatom spektralnom linijom. Širina ovih traka odgovara ekspanziji gasova pri brzinama do 6000 km/s. Intenzitet, struktura i položaj traka se često mijenjaju tokom vremena. Šest mjeseci nakon maksimuma pojavljuju se trake koje se mogu identificirati sa spektrom neutralnog kisika.

Supernove tipa II imaju nešto niži sjaj na maksimumu od supernove tipa I. Njihove spektre odlikuje povećana ultraljubičasta luminiscencija. Kao iu spektrima običnih novih, oni sadrže apsorpcione i emisione linije identificirane s vodonikom, ioniziranim dušikom i drugim elementima.

Od velikog su interesa gasne magline koje se brzo šire, koje su u nekoliko slučajeva otkrivene na mjestu supernove tipa I. Najznačajnija od njih je poznata Rakova maglina u sazviježđu Bika. Oblik emisionih linija ove magline ukazuje na njeno širenje brzinom od oko 1000 km/s. Trenutne dimenzije magline su takve da je širenje ovom brzinom moglo početi prije ne više od 900 godina, tj. upravo u eri eksplozije Supernove 1054. Podudarnost u vremenu i lokaciji Rakovine magline sa "zvijezdom gostom" opisanom u kineskim analima sugerira mogućnost da je maglina u sazviježđu Bik rezultat eksplozije supernove.

Rakova maglina ima niz izuzetnih karakteristika:

1) više od 80% vidljivog zračenja je u kontinuiranom spektru;

2) pri belom svetlu ima amorfni izgled;

3) emisioni spektar uobičajen za magline sa linijama jonizovanih metala i vodonika (koji je slabiji) emituju pojedinačna filamenta;

4) zračenje je polarizovano, skoro potpuno u nekim delovima magline;

5) Rakova maglina je jedan od najmoćnijih izvora radio-emisije u našoj galaksiji.

Jedno moguće objašnjenje za ove zanimljive karakteristike Rakovine magline je sljedeće. Tokom eksplozije Supernove od 1054, slobodni elektroni sa ogromnom kinetičkom energijom (relativistički elektroni) počeli su da se pojavljuju u velikom broju. Kreću se brzinom bliskom brzini svjetlosti. Procesi tako jakog ubrzanja čestica nastavljaju se do danas. Kontinuirano zračenje, kako u vidljivom području spektra tako iu radio opsegu, nastaje zbog usporavanja relativističkih elektrona dok se kreću spiralno oko linija slabih magnetnih polja. Takvo zračenje mora biti polarizovano, što se i posmatra.

Blage magline i izvori radio-emisije različite snage otkriveni su i na mjestima eksplozija drugih supernova u našoj galaksiji.

Donedavno je ostalo potpuno nejasno kako dolazi do stalnog priliva novih relativističkih elektrona u Rakovinu maglicu, uprkos činjenici da je eksplozija supernove odavno završena. Pitanje je postalo jasnije tek nakon što su otkriveni potpuno novi objekti.

Pulsari. U avgustu 1967. godine, u Kembridžu (Engleska), zabilježena je kosmička radio-emisija koja emituje iz tačkastih izvora u obliku jasno uzastopnih čistih impulsa. Trajanje pojedinačnog impulsa iz takvih izvora kreće se od nekoliko milisekundi do nekoliko desetinki sekunde. Oštrina impulsa i izvanredna ispravnost njihovih ponavljanja omogućavaju da se sa vrlo velikom preciznošću odrede periodi pulsiranja ovih objekata, nazvanih pulsari. Period jednog od pulsara je 1,337301133 s, dok drugi imaju periode od 0,03 do 4 s. Trenutno je poznato oko 200 pulsara. Svi oni proizvode visoko polariziranu radio emisiju u širokom rasponu valnih dužina, čiji intenzitet naglo raste sa povećanjem talasne dužine. To znači da je zračenje netermalne prirode. Bilo je moguće odrediti udaljenosti do mnogih pulsara, za koje se pokazalo da su u rasponu od stotina do hiljada parseka. Dakle, radi se o relativno bliskim objektima koji očigledno pripadaju našoj Galaksiji.

Najistaknutiji pulsar, obično označen kao NP 0531, tačno odgovara jednoj od zvijezda u centru Rakovine magline. Posebna zapažanja su pokazala da se i optičko zračenje ove zvijezde mijenja sa istim periodom. U impulsu zvijezda doseže 13m, a između impulsa nije vidljiva. Rendgensko zračenje iz ovog izvora također doživljava iste pulsacije, čija je snaga 100 puta veća od snage optičkog zračenja.

Podudarnost jednog od pulsara sa središtem tako neobične formacije kao što je Rakova maglica sugerira da su upravo oni objekti u koje se supernove pretvaraju nakon izbijanja. Prema modernim konceptima, eksplozija supernove povezana je s oslobađanjem ogromne količine energije tokom njenog prelaska u supergusto stanje, nakon što su iscrpljeni svi mogući izvori nuklearne energije.

Za dovoljno masivne zvijezde, najstabilnije stanje je fuzija protona i elektrona u neutrone i formiranje takozvane neutronske zvijezde. Ako eksplozije supernove zaista rezultiraju formiranjem takvih objekata, onda je vrlo moguće da su pulsari neutronske zvijezde. Kada se stisne na takve veličine, gustoća materije postaje veća od nuklearne (do 10 6 t/cm 3), a rotacija zvijezde, zbog zakona održanja ugaonog momenta, ubrzava se na nekoliko desetina okretaja u sekundi. . Na površini neutronske zvijezde, neutroni se raspadaju na protone i elektrone. Jako polje ubrzava elektrone do brzina bliskih brzini svjetlosti i oni lete u svemir. Elektroni napuštaju zvijezdu samo u područjima magnetnih polova, gdje se linije magnetskog polja protežu prema van. Ako se magnetna os zvijezde ne poklapa s osom rotacije, tada će se snopovi zračenja rotirati s periodom jednakim periodu rotacije zvijezde. Dakle, naziv pulsar nije sasvim tačan: zvijezde ne pulsiraju, već rotiraju.

Utvrđeno je da neki pulsari imaju polagano povećanje perioda (udvostručavajući se svakih 10 3 -10 7 godina), što je očito uzrokovano inhibitornim utjecajem magnetskog polja povezanog s pulsarom, zbog čega se energija rotacije pretvara u zračenje. Uporedo s tim, uočena su nagla smanjenja perioda, što je vjerovatno odraz oštrog restrukturiranja površine zvijezde, koje se ponekad dešava dok se hladi.

Osim radio pulsara, otkriveni su i tzv. pulsari. pulsari uočeni samo u opsegu rendgenskih ili gama zraka; imaju periode od nekoliko do stotina sekundi i deo su bliskih binarnih zvezdanih sistema. Izvor energije njihovog zračenja, prema modernim konceptima, je gravitaciona energija koja se oslobađa tokom akrecije materije koja teče iz susjedne normalne zvijezde na neutronsku zvijezdu ili crnu rupu.

Vrlo zanimljive varijabilne zvijezde su izvori rendgenskog zračenja nalik na pulsare. Neki od njih su zapravo pulsari, drugi su ostaci eksplozija supernove. U ovom slučaju uzrok sjaja je toplotno zračenje plina zagrijanog na temperaturu od nekoliko miliona stepeni.

Ali većina galaktičkih izvora rendgenskog zračenja pripada posebnoj klasi objekata zvjezdane prirode, koji se često nazivaju rendgenskim zvijezdama. Njihov najistaknutiji tipični predstavnik je pomenuti izvor Škorpion X-1. Od onih koji stalno emituju, pokazalo se da je najsjajniji: u rasponu od 1-10 Aring; Tok zračenja iz njega je u prosjeku 3 10 -7 erg/cm 2, tj. istu količinu koju daje zvijezda od 7m u optičkom području. Njegov rendgenski sjaj dostiže 10 37 erg/s, što je hiljadama puta veće od bolometrijskog sjaja Sunca.

Važna karakteristika rendgenskih zvijezda je varijabilnost njihovog zračenja. Na izvoru Scorpius X-1, identifikovanom sa promenljivom zvezdom 12-13m, varijacije u fluksu rendgenskog i optičkog zračenja nisu ni na koji način povezane jedna s drugom. Nekoliko dana, oba mogu doživjeti fluktuacije unutar 20%, nakon čega počinje aktivna faza - izbijanja u trajanju od nekoliko sati, tokom kojih se tokovi mijenjaju 2-3 puta. U ovom slučaju se ponekad primećuje značajna promena u nivou zračenja u vremenskom periodu od 10 -3 sec, tako da veličina izvora ne može da pređe 0,001 svetlosne sekunde (određeno po analogiji sa svetlosnom godinom), tj. 300 km. Ovo sugerira da izvori rendgenske emisije moraju biti neobično kompaktni objekti, možda poput neutronskih zvijezda, kao u slučaju pulsara, s kojima su neke rendgenske zvijezde identificirane.

Za brojne rendgenske zvijezde, na primjer, Hercules X-1 i Centauri X-3, utvrđeno je da imaju strogu periodičnost u varijacijama u fluksu rendgenskih zraka, što dokazuje da je izvor komponenta binarnog sistema. Više desetina izvora je identificirano sa zvijezdama, čija varijabilnost ukazuje na njihovu pripadnost bliskim binarnim sistemima. Shodno tome, rendgenske zvijezde su najvjerovatnije bliski binarni sistemi, u kojima je jedna od komponenti optička zvijezda, a druga kompaktni objekt u završnoj fazi svoje evolucije. Najčešće se pretpostavlja da se radi o neutronskoj zvijezdi, iako se u nekim slučajevima ne može isključiti mogućnost bijelog patuljka ili čak crne rupe.

Razlog za pojavu snažnog rendgenskog zračenja trebao bi biti pad oblaka i mlazova plinova koji teku iz optičke komponente bliskog binarnog sistema na kompaktni objekt (na primjer, neutronsku zvijezdu). U slučaju izuzetno kompaktne neutronske zvijezde, brzina padajućih plinova u ovom procesu, zvanom akrecija, može doseći 100.000 km/s, tj. trećina brzine svetlosti! Prilikom pada na neutronsku zvijezdu, kinetička energija plinova će se pretvoriti u X-zrake. Jaka magnetna polja neutronske zvijezde igraju važnu ulogu u tome.

Osim stalno promatranih izvora rendgenskog zračenja, godišnje se otkrije i do desetak blještavih objekata, a priroda fenomena podsjeća na nove zvijezde. Svjetlost takvih izvora rendgenskih zraka sličnih novoj brzo raste u roku od nekoliko dana. U roku od 1-2 mjeseca, mogu se pokazati kao najsvjetlije oblasti na "rendgenskom" nebu, ponekad nekoliko puta veće u fluksu zračenja od najsjajnijeg stalnog izvora Škorpion X-1. Neki od njih se ispostavljaju kao rendgenski pulsari tokom baklji, koje karakterišu veoma dugi periodi (do 7 minuta). Priroda ovih objekata, kao i njihova moguća povezanost sa novim zvijezdama, još nije poznata.

VARIJABLE ZVIJEZDE

Šta su promenljive zvezde?

Za razliku od Mjeseca sa svojom promjenjivom fazom ili planeta koje se kreću u pozadini zvijezda, same zvijezde u drevnim vremenima smatrane su stalnim i nepokretnim, za razliku od užurbanog života na Zemlji. S vremena na vreme, hronike su beležile pojavu „gostujuće zvezde“, koja bi se u naše vreme zvala „Nova“ ili „Supernova“, što je ukazivalo da u zvezdanom svetu nije uvek sve tako. Međutim, moderno razumijevanje različitih tipova varijabilnih zvijezda postavljeno je otkrićem 1596. Fabricijeva zvezda po imenu "Mira" (tj. "neverovatna") Ceti, koja je pokazivala periodično pojavljivanje i nestajanje, kao i periodično slabljenje sjaja zvezde Algol (beta Persei), koju je prvobitno otkrio Montanari, a zatim ponovo otkrio Džon 1782. Goodrike i pomračenja jedne zvijezde koje on tumači drugom.

“Varijabla je zvijezda koja pokazuje promjenu u svojim karakteristikama tokom svog istraživanja na datom nivou tačnosti.” Ova definicija pokazuje ne samo činjenicu varijabilnosti zvijezde, već i subjektivne uslove njenog promatranja. Amplituda promjene sjaja za različite zvijezde kreće se od hiljaditih dijelova magnitude do dvadeset magnituda, a karakteristično vrijeme promjene sjaja se kreće od djelića sekunde do hiljada godina. Na osnovu modernih ideja o strukturi zvijezda, sve zvijezde evoluiraju i mijenjaju svoje karakteristike tokom vremena. Međutim, prema „pretpostavci nevinosti“, „dok se ne dokaže krivica“ („varijabilnost nije potvrđena“), zvijezda se ne smatra promjenljivom i nije uključena u Generalni katalog promjenjivih zvijezda (GCVS). Trenutno je u GSC-u navedeno oko 43 hiljade varijabilnih zvijezda, a oko pet puta više ih je sadržano u drugim katalozima (VSX, itd.). Međutim, dok se ne potvrdi činjenica i vrsta njihove varijabilnosti, smatraju se „osumnjičenima za varijabilnost“ i nemaju svoje ime.

Mnogo je razloga za promjenu sjaja. Glavne grupe su fizički promjenjive zvijezde (čije karakteristike variraju, na primjer, eruptivne i pulsirajuće) i geometrijski promjenjive - tj. sistemi sa asimetričnim dijagramom zračenja koji se okreću prema posmatraču kao rezultat rotacije (binarni sistemi sa pomračenjem, sistemi bez pomračenja sa asimetričnim komponentama). Potonje također uključuju zvijezde koje povremeno pomračuju egzoplanete. U ovom slučaju, neprikladno je reći „binarna zvijezda u pomračenju“, ali je „binarni sistem pomračenja“ sasvim ispravno.

Različiti uzroci varijabilnosti dovode do različitih opservacijskih manifestacija, tj. kriva svjetlosti (ovisnost zvjezdane veličine o vremenu, a za periodične zvijezde - o fazi). Stoga je GCVS razvio i usvojio zvanični sistem klasifikacije. Trenutno je u GCPZ prihvaćeno 79 tipova i podtipova varijabilnosti. Klasifikacija i opis su dati u knjizi: N.N. Samus “Varijabilne zvijezde”.

Naravno, otkrivanjem novih zvijezda postaje poznato sve više novih objekata, koji s vremenom mogu postati „prototipovi“ novih tipova. Stoga se tipovi često nazivaju po zvijezdama (npr. "Mirida" = zvijezda tipa Mira Ceti, "Lyrid" = zvijezda tipa RR Lyrae, "Cepheid" = zvijezda tipa Delta Cephei) ili dvojno, na primjer, "patuljasta nova" = tip zvijezda U Blizanci, "polarna" = zvijezda tipa AM Hercules, "srednja polarna" = zvijezda tipa Hercules DQ, "rendgenski pulsar" = zvijezda tipa HZ Hercules, "flare" = zvijezda tipa UV Ceti, itd.

Klasifikacioni sistem GCVS se može uporediti sa priručnikom ili udžbenikom - izmene se vrše nakon što se opravda potreba za uvođenjem novih vrsta u pojedinačnim člancima ili grupama članaka. Na primjer, u redu za razmatranje su “asinhroni polari” = zvijezde tipa BY Žirafa, “magnetne patuljaste nove” = zvijezde tipa DO Draconis, “impaktori” = zvijezde tipa V361 Lyrae, itd.

Zašto posmatrati promenljive zvezde?

Univerzum je laboratorija u kojoj se odvijaju svi mogući procesi koji su dozvoljeni zakonima Prirode. U nemogućnosti da izvode eksperimente na kosmičkom nivou, naučnici posmatraju planete, zvezde i zvjezdane sisteme. Takve studije omogućavaju ne samo da se preciziraju postojeći fizički modeli, već i da se generalizuju na egzotično gigantskim udaljenostima, pritiscima, gustoćama i temperaturama. Lista astronomskih otkrića koja su dovela do implementacije u navigaciju, nauku i tehnologiju je ogromna. Astronomija, matematika i fizika i niz drugih nauka prednjače u prirodnim naukama, koje se međusobno dopunjuju i uopštavaju.

Promjenjive zvijezde su jedna od najzanimljivijih klasa kosmičkih objekata koji su u aktivnim fazama evolucije, te stoga ispoljavaju djelovanje većeg broja fizičkih zakona u različitim kombinacijama.

Potrebno ih je sistematski posmatrati decenijama kako bi se proučavala istorija njihovog ponašanja. Međutim, broj varijabilnih zvijezda znatno premašuje broj profesionalnih astronoma, a još više broj teleskopa. Osim toga, teško je zamisliti stoljeće promatranja bilo kojeg objekta od strane jednog astronoma pomoću jednog teleskopa.

Tako astronomi amateri svojim vizuelnim, fotografskim, fotoelektričnim i CCD posmatranjem promenljivih zvezda daju stvarne i veoma korisne doprinose nauci. Ovi podaci su važni za analizu ponašanja promjenjivih zvijezda, planiranje posmatranja nekih zvijezda iz zemaljskih i svemirskih opservatorija, te kompjuterizovane teorijske modele.

Proučavanje varijabilnih zvijezda je veoma važno za proučavanje karakteristika zvijezda i njihove evolucije. Neke od ovih informacija bilo bi teško ili nemoguće dobiti drugim metodama. U mnogim slučajevima, priroda varijabilnosti (često se sastoji od nekoliko komponenti) omogućava odabir između modela.

Promjenjive zvijezde i dalje igraju važnu ulogu u našem razumijevanju Univerzuma. Eksplozije supernove dovode do obogaćivanja teških elemenata u međuzvjezdanom prostoru, što omogućava formiranje planeta sa čvrstim školjkama. Malo je vjerovatno da je život mogao nastati da u protozvezdanom oblaku nije bilo elemenata težih od vodonika i helijuma. Ali eksplozije vrlo bliskih Supernova u blizini Sunčevog sistema mogu imati katastrofalan učinak na život na Zemlji. Posmatranja Supernova dovela su nas do spoznaje da se širenje Univerzuma ubrzava, a ne usporava kako bi se moglo očekivati.

Nove zvijezde pokazuju redovne eksplozije u intervalima od desetina do stotina hiljada godina, što se objašnjava termonuklearnim eksplozijama u njihovim atmosferama jer na njih pada materijal bogat vodonikom. Binarne zvijezde u pomračenju su najbolji laboratoriji za određivanje ne samo temperatura, već i masa i polumjera. Cefeidi su igrali važnu ulogu u određivanju udaljenosti do udaljenih galaksija i određivanju starosti Univerzuma. Promjenjive zvijezde poput Mire Ceti daju nam uvid u budući razvoj naše zvijezde, Sunca. Akrecijski diskovi kataklizmičkih varijabli pomažu nam da razumijemo ponašanje diskova na još većim skalama, kao i procese unutar jezgara aktivnih galaksija sa supermasivnim crnim rupama. Čak je i potraga za vanzemaljskim životom povezana s proučavanjem promjenjivih zvijezda. Tranziti ekstrasolarnih planeta pomažu u razumijevanju procesa formiranja planeta i samog života. A, kao što znamo, teški hemijski elementi neophodni za život nastaju tokom termonuklearnih reakcija u jezgri zvezda.

Šta i kako posmatrati?

Prethodni brojevi Odeskog astronomskog kalendara sadržavali su karte blizine sjajnih varijabilnih zvijezda, dostupne za amaterska posmatranja dvogledom ili malim teleskopom. Metode njihovog vizuelnog i fotografskog posmatranja opisane su u klasičnim knjigama Vladimira Platonoviča Tseseviča „Šta i kako posmatrati na nebu” i „Promenljive zvezde i njihovo posmatranje”. Posljednjih godina se povećao broj osobnih opservatorija opremljenih teleskopima prečnika zrcala 15-40 cm i CCD matricama, što omogućava promatranje blijedih objekata. Za obradu takvih slika, razni autori su razvili nekoliko programa koji rade pod operativnim sistemima Linux (IRAF, MIDAS itd.) i Windows (besplatni MuniPack, WinFits, IRIS, popularni komercijalni MaximDL itd.). Metodologija za takva zapažanja opisana je u knjizi: A.V. Mironov “Precizna fotometrija”.

Rezultati posmatranja su vrijedni za astronomsku zajednicu kada su pravilno i pažljivo obrađeni i predstavljeni u formatu prihvaćenom u određenoj zajednici. Prema terminologiji, astronomi se dijele na profesionalce (koji rade u posebnim ustanovama i primaju platu za naučni rad) i amatere (koji zarađuju drugim aktivnostima, ali se astronomijom bave „iz ljubavi“ u slobodno vrijeme od posla). Postoji još jedna riječ "amater", koja označava nizak nivo obučenosti ili malo iskustva, a može se odnositi i na neke amatere i na neke profesionalce. Popularizacijske aktivnosti imaju za cilj pokretanje tranzicije od amatera do amatera, a od njih do profesionalaca. U ovom članku razmatramo moguća područja djelovanja amatera koji mogu dati pravi doprinos nauci.

Za objavljivanje patrolnih vizuelnih (i rjeđe fotografskih ili CCD) zapažanja koristi se standardni format - vrijeme u julijanskim datumima (uputstva i tabela su dati u prethodnim izdanjima UAC-a), veličina i troslovni kod posmatrača (npr. VER = Michel Verdenet, Francuska). Tabele takvih mjerenja sjaja za svaku zvijezdu šalju se u baze podataka udruženja posmatrača promjenjivih zvijezda. Udruge su stvorene u gotovo svim razvijenim zemljama, međutim, uzimajući u obzir rast međunarodne saradnje, postoji tendencija korištenja međunarodnih baza podataka koje kombinuju rezultate posmatranja iz mnogih zemalja.

Najveće na svijetu je Američko udruženje promatrača promjenjivih zvijezda (AAVSO), koje trenutno ima više od 22 miliona pojedinačnih procjena sjaja za oko 10 hiljada promjenjivih zvijezda različitih tipova, a ovaj broj se nedavno povećao za oko pola miliona godišnje. . Napomenimo da je 2011. godine AAVSO proslavio 100 godina postojanja, te čestitamo našim kolegama na ovom značajnom događaju.

Prema nedavnom rangiranju AAVSO-a, ukrajinski posmatrači zauzeli su 11. mjesto po broju zapažanja dostavljenih u međunarodnu bazu podataka te javne organizacije. O važnosti ovakvih zapažanja za stručnu nauku svedoči činjenica da se u SAD ova baza podataka nalazi na čuvenom Univerzitetu Harvard. Slične baze podataka u drugim zemljama se takođe nalaze na univerzitetskim internet serverima (Strazbur, Francuska; Kjoto, Japan; Brno, Češka, itd.).

“Nova zapažanja” zasnovana na “starim fotografskim negativima” su veoma važna. Novootkrivena zvijezda se također može proučavati "u prošlosti", koristeći prethodno dobijena patrolna zapažanja. Najveća kolekcija u ZND (i treća u svijetu), koja broji više od 100 hiljada negativa, pohranjena je u Stekloteki Astronomske opservatorije Odeskog nacionalnog univerziteta, a koriste je profesionalci i amateri, uključujući projekat Ukrajinske virtualne opservatorije . Na Državnom astronomskom institutu dobijena je odlična zbirka negativa sa znatno slabijim zvijezdama (i shodno tome i manjim vidnim poljem). P.K. Sternberga na Moskovskom državnom univerzitetu.

Drugi važan pravac, koji se zasniva na rezultatima obrade početnih zapažanja, su momenti minimuma dvostrukih zvijezda pomračenja ili maksimuma pulsirajućih zvijezda. Ova razlika je zbog činjenice da je pri maksimalnom sjaju zvijezda svjetlija, a veći broj zvijezda je dostupan za posmatranje istim instrumentom. Osim toga, za većinu zvijezda, maksimumi su uži od minimuma, stoga zahtijevaju kraće vrijeme posmatranja i određuju se s boljom preciznošću. Za zvijezde pomračenja, naprotiv, pomračenja su uža i izraženija. Za određivanje se koristi nekoliko metoda. Jedan od njih, korišćenjem aproksimacije svetlosne krive polinomom sa izborom statistički optimalnog stepena, implementiran je u programu VSCalc (autor V.V. Breus).

Različiti ekstremi se također koriste za vrlo popularne studije međupolarnih polara - određivanje maksimuma bržih fluktuacija sjaja povezanih s rotacijom magnetskog bijelog patuljka, ali minimuma orbitalne varijabilnosti, koji se obično povezuju s potpunim ili djelomičnim pomračenjima. Za određivanje krivulje izglađivanja pomoću multiperiodične multiharmoničke aproksimacije uzimajući u obzir polinomski trend, preporučujemo korištenje MCV programa (autori I.L. Andronov i A.V. Baklanov).

Upotreba ekstrema omogućava proučavanje takozvanih „O-C“ dijagrama - ovisnosti o vremenu ili broju ciklusa odstupanja momenata ekstrema od teorijski predviđenih vrijednosti (na primjer, prema najjednostavnijoj formuli T E = T 0 + P , gde je T E teorijski trenutak u vremenu koji odgovara ciklusu brojeva E, P - period i T 0 - početna epoha). Provođenjem matematičkog modeliranja ove opservacijske zavisnosti moguće je razjasniti vrijednosti perioda i početne epohe, istražiti moguće „sekularne“ promjene u periodu (povezane u binarnim sistemima sa protokom materije, magnetskim ili ne -magnetski zvezdani vetar, gravitaciono zračenje, u pulsirajućim sistemima sa sporom promenom strukture zvezde) ili periodično povezano sa prisustvom treće (ili više) komponente u sistemu. Postoji nekoliko elektronskih baza podataka ekstremnih trenutaka kreiranih u raznim organizacijama - B.R.N.O., BAV, BBSAG, AAVSO, GEOS itd. Najpotpuniji rezultati istraživanja u papirnom obliku objavljeni su u monografiji od 6 tomova (autori J. Kreiner (Poljska), I.S.Nha, C.H.Kim (Koreja)). Međutim, u narednoj deceniji elektronsko izdavaštvo je postalo dominantno.

Iako sastavljači pokušavaju koristiti svu dostupnu literaturu, ipak postoje neke razlike. Ako ste zainteresovani za određivanje momenata ekstrema, preporučljivo je da ove podatke pošaljete ili samostalno u časopis u skladu sa pravilima za autore (jedan od najnovijih primera takve kompilacije u časopisu „Open European Journal on Variable Stars " N 137), ili u jednu ili više navedenih baza podataka za unos sljedećeg redovnog članka - izvještaja.

Kao i kod objavljivanja originalnih zapažanja, relativno je rijetko doći do otkrića iz malog broja vlastitih podataka.

Trenuci ekstrema umjesto originalnih zapažanja imaju neke prednosti - kompaktnost (umjesto desetina promatranja svjetline, jedna vrijednost) i pripremu preliminarnih vrijednosti za naknadnu analizu. Međutim, razvoj kompjuterskih metoda matematičkog modeliranja korištenjem različitih algoritama omogućio bi drugim istraživačima da ponovo obrađuju podatke opservacije, pa bi bila poželjna tablica vrijednosti veličine.

Dakle, postoji široka mogućnost izbora vrste posmatranja - patrola (jedna procjena sjaja za dugoperiodične zvijezde, na primjer, Miras, polupravilne, Cefeide, kada za cijelu noć ili večer možete napraviti procjene sjaja od nekoliko jedinice ili desetine zvijezda), ili vremenske serije (jedna ili nekoliko zvijezda po noći sa serijom koja traje od nekoliko sati do cijele noći). Potonji je postao vrlo popularan jer ne zahtijeva usmjeravanje teleskopa na različite objekte. Ovu vrstu posmatranja zahtijevaju kratkoperiodični objekti - kataklizmičke dvostruke zvijezde (klasične i srednje polarne, patuljaste nove, nove nalik) - po mogućnosti nekoliko noći posmatranja po sezoni, zvijezde pomračenja, kao i višeperiodične pulsirajuće promjenjive zvijezde tip RR Lyrae sa Blazhko efektom i tip Delta Scuti.

Naravno, treba se pripremiti za zapažanja. Pogledajte koja će vas od zvijezda zanimati noću biti dovoljno visoko iznad horizonta da atmosferska apsorpcija ne apsorbira značajan dio svjetlosti. Neki istraživači pokušavaju da ne posmatraju kada je zvezda ispod 30 stepeni iznad horizonta. "Ekstremni lovci" bi trebali izračunati efemeride - tj. teorijske vrijednosti trenutaka vremena, u blizini kojih se odabire vremenski interval promatranja (za pokrivanje uzlaznih i silaznih dijelova krivulje svjetlosti, ako ne u potpunosti, onda barem djelomično). Također, vremena "efemeride" se odnose na centar Sunca (heliocentrično) ili centar Sunčevog sistema (baricentrično), ali mi posmatramo na Zemlji (geocentrično vrijeme), tako da se signal može uočiti ranije ili kasnije zbog udaljenost koju svjetlost pređe, jednaka poluprečniku Zemljine orbite, za 8 minuta i 18 sekundi. Više detalja o ovom efektu “heliocentrične korekcije” može se pročitati u literaturi i izračunati, na primjer, korištenjem MCV programa.

Budući da se pretpostavlja da su promjene u periodima moguće, posmatrani trenutak može biti pomjeren u odnosu na izračunati. Stoga vremenski interval posmatranja ne bi trebao biti preuzak. Ako postoji nekoliko objekata, rasporedite vrijeme u odgovarajuće intervale. Za kataklizmičke i multiperiodične zvijezde koristi se svjetlosna kriva, pa je preporučljivo promatrati svo raspoloživo vrijeme.

Šta tačno posmatrati u narednim noćima zavisi od preferencija istraživača, doba godine, geografske širine mesta posmatranja i koordinata zvezde, njenog sjaja, amplitude i tačnosti merenja. Koristeći internet linkove u nastavku, možete pronaći liste i mape okoline objekata koje nude razne organizacije - pomračujuće binarne, međupolarne, pulsirajuće i druge promjenjive zvijezde.

Među brojnim otkrivenim objektima u svijetu izdvaja se grupa novih varijabli, koju je u Odesi otkrila studentica (sada postdiplomac) Natalija Virnina. Za 2 godine, na osnovu sopstvenih posmatranja pomoću CCD matrice, otkrila je više od 60 novih periodičnih (pomračujućih i pulsirajućih) promenljivih zvezda. Njih 32 predstavljeno je u članku datom na listi internetskih linkova. Iako su glavne karakteristike već određene, nova zapažanja u različitim filterima bila bi korisna kako za pojašnjenje perioda i početne epohe, tako i za određivanje temperatura iz indeksa boja.

Kako formatirati i gdje objaviti rezultate?

Publikacije o promjenjivim zvijezdama mogu se podijeliti u nekoliko kategorija - analitički članci koji sadrže opsežna istraživanja; izvještaji o otkrićima koji sadrže potrebne minimalne informacije; izvještaji o otkriću neperiodičnih zanimljivih događaja u poznatim zvijezdama; tablice ekstrema svjetline; tablice pojedinačnih vrijednosti sjaja i eventualno drugih karakteristika. Najsloženiji su analitički članci, međutim, oni su nemogući bez dobijanja početnih zapažanja. Stoga je svaka od ovih kategorija važna na svoj način i privlači svoje autore.

“Postavljači trendova” u imenovanju i klasifikaciji promjenljivih zvijezda su grupa koja, u ime Međunarodne astronomske unije, razvija “Generalni katalog promjenljivih zvijezda” (GCVS, General Catalog of Variable Stars). Nakon pobjede u Velikom otadžbinskom ratu ovo pravo je preneseno na Sovjetski Savez, a autorski tim radi u Moskvi na bazi Državnog astronomskog instituta po imenu. P.K. Sternberga (Moskovski državni univerzitet) i Astronomski institut Ruske akademije nauka. Skoro 30 godina rad je vodio doktor fizičko-matematičkih nauka Nikolaj Nikolajevič Samus.

Osim toga, izdaju se časopisi "Variable Stars" (VZ) i "Variable Stars. Application" (VZP) u kojima se mogu objavljivati ​​važni naučni rezultati ne samo profesionalaca, već i amatera.

Naravno, svaki časopis nudi „svoja pravila za autore“, međutim, postoje minimalni zahtjevi za karakteristike zvijezde ili zvijezda koje moraju biti uključene u članak. Uzimajući u obzir kolosalan broj objekata, razvijena je elektronska forma u kojoj autori popunjavaju potrebna polja, a nakon toga se automatski kreira tekst članka. Za časopis "Variable Stars. Dodatak" ovo je: naslov napomene, imena i prezimena autora, država, grad, organizacija, zvanični naziv promenljive zvezde prema GCVS ili prema NVS ( Katalog zvijezda za koje se sumnja na varijabilnost), kao i nazivi iz drugih kataloga, koordinate, tip varijabilnosti, granice promjene sjaja (maksimalni i minimalni) i fotometrijski sistem, za periodične zvijezde - period i početna epoha (minimum pomračenja sjaja i maksimum pulsirajućeg sjaja), grafičke datoteke sa prikazom svjetlosne krivulje i okoline zvijezde i odgovarajućim natpisima, fajl sa tabelom zapažanja, primjedbama i komentarima u slobodnom obliku, linkovi na druge publikacije. Postoje slična pravila za objavljivanje članaka o promjenjivim zvijezdama u drugim časopisima, međutim, ove potrebne informacije su date u strukturiranom tekstu samog članka, a tabele zapažanja se sve češće objavljuju zasebno kao prilozi, a ne u tekstu članka.

Posljednje “papirnato” izdanje GCVS-a objavljeno je 1985-1987, a dodaci se redovno objavljuju u časopisu Information Bulletin on Variable Stars, Budimpešta, Mađarska, koji je službeno izdanje Međunarodne astronomske unije. Poslednjih godina, ovaj bilten (obično dužine do 2 ili 4 stranice) je prihvatio istraživanja o promenljivim zvezdama izvedena samo iz visoko preciznih CCD ili fotoelektričnih posmatranja, ali više ne prihvata radove zasnovane na fotografskim ili vizuelnim procenama sjaja. Kratke poruke o otkrićima novih varijabilnih zvijezda grupisane su u svaki stoti broj, a autori su naznačeni samo unutar poruke. Uprkos sažetoj naučnoj prirodi informacija, ova publikacija "plaši" amatere nedostupnošću informacija o samim autorima otkrića.

Postoji mnogo više časopisa u različitim zemljama (Journal of AAVSO (SAD); Journal of the British Astronomical Association, The Astronomer (UK); Bulletin de l "AFOEV (Francuska); BAV Rundbrief (Njemačka); BBSAG (Švicarska); GEOS (Italija)) i drugi, koji objavljuju rezultate posmatranja promjenjivih zvijezda, a ponekad i drugih astronomskih objekata.

Kako bi se pokušalo ujediniti amatere i profesionalce, prije nekoliko godina je organiziran međunarodni "Otvoreni evropski časopis o promjenjivim zvijezdama", zvanično registrovan u Češkoj. Časopis na engleskom objavljuje rezultate CCD, fotoelektričnih i, rjeđe, fotografskih posmatranja promjenljivih zvijezda. Članke recenzira 7 članova uredništva, a članak se objavljuje (često nakon revizije i uz uvažavanje komentara recenzenata) ako ima više od 70% glasova. Časopis obično objavljuje detaljnije studije o zvijezdama od drugih časopisa. Članovi uredništva predstavljaju ne samo evropske zemlje (Češku, Slovačku, Švicarsku, Italiju, Njemačku, Ukrajinu), već i SAD. Svoje rezultate objavljuju i naučnici iz Koreje, SAD-a, Argentine, Australije i drugih vanevropskih zemalja.

Međutim, najbrže u smislu brzine objavljivanja su elektronski cirkulari koje šalju neka društva. Najviše se koriste cirkulari IAU, AAVSO, CBA (SAD), a posebno japanski "VSNET" ("Variable Star Network"), koji je podijeljen na više od deset cirkulara prema interesovanjima (chat - diskusija; alert - hitna poruka kampanja-dn - kampanje za patuljaste nove, kampanje-ip - kampanje za srednje polare, obs - tabele posmatranja, itd.); Odlika elektronskih cirkulara je brzina - do pretplatnika stižu za nekoliko sekundi, brzinom e-pošte. Međutim, samo neki od cirkulara su predstavljeni u obliku članaka. U osnovi, oni sadrže kratke izvještaje o otkrićima neperiodičnih pojava kod već poznatih zvijezda (bakljanja, zatamnjenja sjaja, pojave i prestanka privremenih kvaziperiodičnih ili periodičnih promjena), i, mnogo rjeđe, otkrića novih promjenjivih zvijezda. Takve poruke obavještavaju druge potencijalne posmatrače, koji mogu brzo prilagoditi svoj program posmatranja i nastaviti promatranje na različitim dužinama.

Kako bi se izbjegle beskrupulozne pošte od strane vanjskih autora, pisma autora šalju se jednom od „članova redakcije“, koji može urediti i poslati poruku u svoje ime, navodeći autora zapažanja ili otkrića. Najaktivniji učesnici imaju pravo da šalju svoje poruke po hitnosti. Ovo je najbrži način komunikacije, budući da informacije o otkriću (nova varijabilna zvijezda, baklje, promjene u prirodi varijabilnosti, pojava i nestanak supergrbe) do primaoca stižu gotovo trenutno, a svaki posmatrač može sam odlučiti hoće li promatrati prethodno planirane zvijezde ili usmjerite svoj teleskop na zvijezdu koja danas (a možda i u narednih nekoliko noći) pokazuje zanimljivo ponašanje.

Treba napomenuti da takve poruke amatera koriste i profesionalci. Postoji poseban izraz „cilj mogućnosti“ kada se posmatra velikim zemaljskim teleskopima ili čak svemirskim teleskopima. Kada se dobije vrijeme posmatranja, postoji samo određena vjerovatnoća da će se u zvijezdi dogoditi jedan ili drugi događaj (na primjer, bljesak). Stoga se podnosi prijava za nekoliko potencijalno interesantnih objekata. Ali na koji će se teleskop usmjeriti ovisi o stanju objekta. Zbog toga profesionalci šalju informacije u elektronske cirkularne, dostupne amaterima sa dobrim teleskopima. Obično se zove “Poziv za zapažanja” (“poziv na posmatranja”), gdje opisuju zašto je ova ili ona zvijezda zanimljiva i pozivaju vas da hitno prijavite ako se otkrije početak baklje i da pošaljete zapažanja u budućnosti.

Kao što je već napomenuto, zvijezda dobiva službeno ime kao varijabla tek nakon što je uključena u Opšti katalog varijabilnih zvijezda. Za brže centralizirano označavanje aktivno se koristi "Variable Stars IndeX".

Prisustvo nekoliko komplementarnih časopisa promoviše slobodu izbora i stvaranje „individualnosti“ svakog od njih. Napominjemo još jednom da se prilikom objavljivanja treba pridržavati i pravila časopisa i postići potreban minimum informacija. Na primjer, prilikom otvaranja treba navesti barem minimalne parametre koji se unose u „Opći katalog promjenjivih zvijezda“ - koordinate; granice varijacije sjaja koje ukazuju na fotometrijski sistem; vrsta varijabilnosti; za periodične zvijezde - period i početna epoha (maksimum za pulsirajuće zvijezde i minimum za zvijezde u pomračenju), M-m asimetrija za pulsirajuće zvijezde (omjer vremenskog intervala od minimuma do najbližeg maksimuma do perioda u procentima) ili širina minimalnog D za dvostruke zvijezde pomračenja (odnos trajanja minimuma i perioda u procentima). Upravo takav stil karakteriše časopis "Promenljive zvezde. Dodatak" i svaki stoti broj "Informativnog biltena o promenljivim zvezdama".

Korisniji za druge autore koji bi možda željeli koristiti objavljene podatke sa svojim vlastitim je stil dodavanja mape okolnog područja koja prikazuje uporedne zvijezde, njihove karakteristike (koordinate, nazivi kataloga, svjetlinu u različitim fotometrijskim sistemima) i tablice originalna zapažanja. U starim danima, tablice vrijednosti sjaja objavljivane su u štampanom obliku u časopisima. U posljednjih nekoliko decenija većina časopisa je prešla na mješoviti “papirno-elektronski” oblik, objavljujući članke u potpunosti u elektronskom obliku i štampajući samo mali tiraž, a objavljujući priloge (tabele zapažanja i njihovih rezultata) samo u elektronskom obliku. Ovaj pristup vam omogućava da objavite veoma dugačke tabele. Ali, ako neko treba da ih koristi (na primjer, da primijeni neki drugi metod matematičke obrade), onda je zgodnije koristiti gotovu datoteku nego skenirati i prepoznati brojeve iz štampanog časopisa. Ovaj stil se koristi u najprestižnijim časopisima “The Astrophysical Journal”, “Astronomy and Astrophysics” itd., kao iu specijalizovanim časopisima o promenljivim zvezdama IBVS i posebno OEJV.

mailru/Gamow-2010-175-177-Virnina.pdf- članak sa karakteristikama 32 nove promjenjive zvijezde koje su otkrivene u Odesi, a koje je preporučljivo nastaviti promatrati.

http://asd.gsfc.nasa.gov/Koji.Mukai/iphome/ - lokacija na srednjim polarima

ftp://ftp.aavso.org/public/calib/- višebojni BVRI standardi zvjezdanog polja Arne Henden