Variable stjerner: klassificering og karakteristika. Typer af variable stjerner

Under eruptive variable stjerner vi mener stjerner, der ændrer lysstyrke på grund af aktive processer og udbrud, der forekommer i deres kromosfæriske og koronale områder. Ændringer i lysstyrke ledsages sædvanligvis af dannelse eller udstødning af udvidede skaller, udstrømning af stof i form af en stjernevind af variabel intensitet og/eller interaktion med det omgivende interstellare medium.

Nulstilling af stjernens skal. På grund af den kraftige stigning i størrelsen af ​​den lysreflekterende plet, øges stjernens tilsyneladende lysstyrke også kraftigt. Men med tiden, efterhånden som støvskyen forsvinder, vil lysstyrken falde igen

Opdelt i typer:

• FU er Orion-variabler af FU Orion-typen (FU Ori). De er kendetegnet ved en stigning i lysstyrken med omkring 5-6m, der varer i flere måneder, hvorefter en relativ konstant lysstyrke sætter ind. Ved maksimum vedvarer lysstyrken nogle gange i årtier, nogle gange observeres en langsom svækkelse af den med 1-2m. Spektralklasserne ved maksimal lysstyrke ligger inden for grænserne for Aea-Gpea.
  Efter blussen sker der en gradvis udvikling af emissioner i spektret, som bliver senere. Måske karakteriserer disse variable et af stadierne i udviklingen af ​​T Tauri (INT) type Orion-variabler, da en af ​​disse variabler (V1057 Cyg) viste en lignende opblussen, men svækkelsen af ​​dens lysstyrke (med 2,5 m på 11 år) begyndte umiddelbart efter at have nået maksimum. Alle i øjeblikket kendte FU Ori-variabler er forbundet med kometreflektionståger.
• GCAS er eruptive uregelmæssige variabler af (gamma) Cassiopeia-typen ((gamma) Cas). Hurtigt roterende stjerner af spektralklasse Be III - V; karakteriseret ved udstrømning af stof i deres ækvatoriale zone. Dannelsen af ​​ækvatorialringe eller skiver er ledsaget af en midlertidig svækkelse af stjernens lysstyrke. Amplituden af ​​lysstyrkeændringer kan nå l,5m V.
• I—dårligt undersøgte uregelmæssige variabler, hvis lysstyrkevariationer og spektraltyper er ukendte. En meget forskelligartet gruppe af genstande.
• IA er dårligt undersøgte uregelmæssige variabler af tidlige (O-A) spektralklasser.
• IB er dårligt undersøgte uregelmæssige variabler af mellemliggende (F-G) og sene (K-M) spektralklasser.
• IN er Orion-variabler. Uregelmæssige eruptive variabler forbundet med lyse og mørke diffuse tåger eller observeret i regionerne af sådanne tåger. Nogle af dem kan udvise cykliske ændringer i lysstyrke forbundet med aksial rotation. I diagrammet er spektret og lysstyrken placeret i regionen af ​​hovedsekvensen og i regionen af ​​subgiganter. Tilsyneladende unge objekter, der i løbet af den videre udvikling bliver til stjerner i den indledende hovedsekvens med konstant lysstyrke. Grænserne for glansvariation kan nå flere værdier. Hvis en stjerne udviser hurtige lysstyrkeændringer (op til 1m pr. l-10d), er typesymbolet ledsaget af symbolet S(INS). De er opdelt i følgende undertyper:
  • INA er Orion-variabler af tidlige spektralklasser BA eller Ae. De er karakteriseret ved skarpe Algol-lignende dæmpninger af lysstyrke (T Ori), der observeres fra tid til anden.
  • INB - Orion-variabler af mellemliggende og sene spektralklasser F-M eller Fe-Me (VN Ser, AN Ori). F-type stjerner kan udvise algol-lignende dæmpninger, ligesom INA undertype stjerner; Stjerner i klasse K-M kan sammen med uregelmæssige ændringer i lysstyrke opleve udbrud.
  • INT - Orion-variable af T Tauri-typen (T Tau). De tilhører denne type baseret på følgende (udelukkende spektrale) karakteristika. Spektraltyper er indeholdt i Fe-Me. Spektret af de mest typiske stjerner ligner solkromosfærens spektrum. Et specifikt træk ved typen er tilstedeværelsen af ​​fluorescerende emissionslinjer Fel (lambda)(lambda) 4046, 4132 (unormalt intense i disse stjerner), emissionslinjer [S II] og [OI] samt absorptionslinje Li I ( lambda) 6707. Disse variable observeres normalt kun i diffuse tåger. Hvis forbindelsen med tågen ikke er mærkbar, kan bogstavet N i typesymbolet udelades - IT (RW Aur).
  • IN(YY) — I spektrene af nogle Orion-variabler (YY Ori) observeres mørke komponenter på langbølgelængdesiden af ​​emissionslinjerne, hvilket indikerer stoffaldet på stjernens overflade. I dette tilfælde kan typesymbolet efterfølges af et YY-symbol i parentes.
• IS er hurtige uregelmæssige variabler, der ikke er tydeligt forbundet med diffuse tåger og viser lysstyrkeændringer på 0,5-1,0 m over flere timer eller dage. Der er ingen skarp grænse mellem hurtige irregulære og Orion-variabler.
  Hvis der observeres en hurtig uregelmæssig i området af en diffus tåge, hører den til Orion-variablerne og er betegnet med symbolet INS. Variabler bør klassificeres som type IS med stor forsigtighed, først efter at have sikret sig, at ændringerne i deres lysstyrke er virkelig ikke-periodisk. Mange af stjernerne, der blev tildelt denne type i den tredje udgave af GCVS, viste sig at formørke binære systemer, variabler af RR Lyr-typen og endda ekstragalaktiske objekter af BL Lac-typen.
  • ISA - hurtige uregelmæssige tidlige spektralklasser B-A eller Ae.
  • ISB er hurtige irregulære af mellem- og sene spektraltyper F-M eller Fe-Me.
• RCB—variabler af typen R Northern Crown (R СгВ). Brintfattige, kulstof- og heliumrige stjerner med høj lysstyrke af spektralklasser Bpe-R, som både er eruptive og pulserende. De er karakteriseret ved langsomme, ikke-periodiske dæmpninger af lysstyrke med amplituder fra 1 til 9m V, der varer fra flere tiere til hundredvis af dage. Disse ændringer er overlejret af cykliske pulsationer med amplituder op til flere tiendedele af en størrelsesorden og perioder fra 30 til 100d.
• RS er eruptive variabler af typen RS Canes Venatici. Til denne type inkluderer vi tætte binære systemer med emission af H og K Ca II i spektret, hvis komponenter har øget kromosfærisk aktivitet, hvilket forårsager kvasiperiodisk variabilitet af deres lysstyrke med en periode tæt på den orbitale og en variabel amplitude, normalt når 0,2m V (UX Ari) . Røntgenkilder. Samtidig er de roterende variable, og selve RS CVn er også et formørkelsessystem (se nedenfor).
• SDOR—variabler af typen S Dorado (S Dor). Eruptive stjerner med høj lysstyrke af spektralklasser Bpeq-Fpeq, viser uregelmæssige (nogle gange cykliske) lysstyrkevariationer med amplituder fra 1m til 7m V. Typisk de klareste blå stjerner i de galakser, hvor de er observeret. Som regel er de forbundet med diffuse tåger og er omgivet af ekspanderende skaller (P Cyg, (eta) Car).
• UV-eruptive variable af UV Ceti-typen (UV Cet). Stjerner af spektraltyperne KVe-MVe; nogle gange oplever de udbrud med en amplitude fra flere tiendedele til 6m V, betydeligt større i det ultraviolette område af spektret. Den maksimale lysstyrke nås sekunder eller ti sekunder efter starten af ​​blussen; stjernen vender tilbage til normal lysstyrke efter et par minutter eller ti minutter.
• UVN er flaring Orion-variabler af spektralklasser Ke-Me. Fænomenologisk er de næsten ikke forskellige fra variabler såsom UV Ceti observeret i nærheden af ​​Solen. Ud over forbindelsen med tågen er de i gennemsnit karakteriseret ved tidligere spektraltyper, højere lysstyrke og langsommere flareudvikling (V389 Ori). Måske er de en type INB-type Orion-variabel, hvis uregelmæssige lysstyrkeændringer overlejres af flares.
• WR er Wolf-Rayet type eruptive variable. Stjerner med brede emissionslinjer HeI, HelII, samt CII-CIV, OII-OV eller NIII-NV. De er karakteriseret ved uregelmæssige ændringer i lysstyrke op til 0,l ​​m V, tilsyneladende forårsaget af fysiske årsager, især af den ikke-stationære udstrømning af stof fra overfladen af ​​disse stjerner.

Pulserende variable stjerner

Pulserende variable stjerner Det er sædvanligt at kalde stjerner, der viser periodisk udvidelse og sammentrækning af overfladelagene. Pulseringer kan være radiale eller ikke-radiale. Med radiale pulsationer forbliver stjernens form sfærisk. I tilfælde af ikke-radiale pulsationer afviger stjernens form periodisk fra sfæriske, og selv naboområder af dens overflade kan være i modsatte faser af svingninger.
Afhængigt af perioden, stjernens masse, udviklingsstadiet og fænomenets skala, kan følgende typer pulserende variable skelnes.

• ACYG er (alfa) Cyg-typevariable. Ikke-radialt pulserende supergiganter af spektralklasser Beq -Aeq Ia; lysstyrkeændringer med en amplitude af størrelsesordenen 0,1 m virker ofte uregelmæssige, fordi de er forårsaget af overlejring af mange svingninger med tætte perioder. Der observeres cyklusser fra flere dage til flere titusinder af dage.
• VSER - variabler af typen (beta) Cepheus ((beta) Ser, (beta) SMa). Pulserende variabler af spektralklasser O8-B6 I-V med perioder med lysvariation og radiale hastigheder i området fra 0,1-0,6d, og amplituder af lysstyrkevariation fra 0,01 til 0,3m V. Lyskurverne ligner de gennemsnitlige radiale hastighedskurver, men halter. bag dem i fase med en fjerdedel af perioden, så den maksimale lysstyrke svarer til den maksimale kompression, dvs. mindste radius af stjernen. Tilsyneladende udviser disse stjerner hovedsageligt radiale pulsationer, men nogle af dem (V469 Per) er karakteriseret ved ikke-radiale pulseringer; Mange er karakteriseret ved multi-periodicitet.
• BCEPS - kortperiodegruppe af variabler af typen (beta) Ser af spektralklasser B2-VZ IV-V; perioder og amplituder af lysstyrkeændringer ligger inden for intervallet på henholdsvis 0,02-0,04d og 0,015-0,025m, dvs. en størrelsesorden mindre end dem, der normalt observeres i stjerner af (beta)Ser-typen.
• SER - . Radialt pulserende variable med høj lysstyrke (lysstyrkeklasser Ib-II) med perioder fra l d til 135 d og amplituder fra flere hundrededele til 2m V (større i B-systemet end i V). Spektralklasser ved maksimal lysstyrke F, ved minimum G-K, og jo senere, jo længere er perioden med lysstyrkeændring. Den radiale hastighedskurve Vr er praktisk talt et spejlbillede af lyskurven, og overfladelagenes maksimale ekspansionshastighed observeres næsten samtidig med stjernens maksimale lysstyrke.
• CEP(B) - Cepheider (TU Cas, V367 Sct), kendetegnet ved tilstedeværelsen af ​​to eller flere samtidigt fungerende pulsationstilstande (normalt grundtonen med en periode på P0 og den første overtone med en periode på P1). P0-perioderne spænder fra 2d til 7d. Forhold P1/P0≈0,71.
• CW—W Jomfrutypevariabler. Pulserende variable af den sfæriske komponent eller den gamle komponent af den galaktiske skive med perioder fra ca. 0,8 til 35d og amplituder fra 0,3 til 1,2m V. De er karakteriseret ved et periode-lysstyrkeforhold, der adskiller sig fra det tilsvarende forhold for variabler af ( delta) Cepheus type - se nedenfor (DCEP). Med samme periode er variabler af W Jomfru-typen 0,7-2b svagere end variabler af (delta) Cepheus-typen. Lyskurverne for variabler af W Jomfru-typen adskiller sig fra lyskurverne for (delta) Cepheus-typevariabler i de tilsvarende perioder, enten i amplitude eller i tilstedeværelsen af ​​pukler på den nedadgående gren, og nogle gange udvikler de sig til et bredt fladt maksimum. De findes i gamle kuglehobe og på høje galaktiske breddegrader. Opdelt i undertyper:
  • CWA er variabler af W Virgo-typen med perioder større end 8d (W Vir).
  • CWB - W Jomfrutypevariable med perioder mindre end 8d (BL Her).
• DCEP - klassiske Cepheider, variabler af (delta) Cepheus-typen ((delta) Ser). Relativt unge objekter placeret efter at have forladt hovedsekvensen i ustabilitetsstrimlen på Hertzsprung-Russell-diagrammet. De adlyder det kendte periode-lysstyrkeforhold; hører til Galaksens flade komponent, der findes i åbne klynger; er karakteriseret ved tilstedeværelsen af ​​en vis overensstemmelse mellem formen af ​​lyskurven og længden af ​​perioden.
• DCEPS - variabler af ((delta) Cepheus-typen med amplituder mindre end 0,5m V (0,7m V) og næsten symmetriske lyskurver (M-m ≈ 0,4-0,5P); perioder overstiger som regel ikke 7d; det er muligt, at disse stjerner pulserer i første overtone og/eller først passerer gennem ustabilitetsbåndet efter at have forladt hovedsekvensen (SU Cas).
  Ifølge traditionen kaldes variabler af (delta) Cepheus- og W Jomfru-typerne ofte for Cepheider, da det ofte (med perioder fra 3d til 10d) er umuligt at skelne variabler af disse typer fra hinanden ved formen af ​​lyskurven.
  Men i virkeligheden er disse helt forskellige objekter, placeret på forskellige stadier af udviklingen. En af de væsentlige spektrale forskelle mellem W Jomfru-stjerner og Cepheider er, at i førstnævntes spektre observeres emissioner i brintlinjer i et vist område af faser, og i spektre af Cepheider, emissioner i H- og K-linjerne af Ca. II observeres.
• DSCT - variabler af typen (delta) Shield ((delta) Sæt). Pulserende variable af spektraltyperne A0-F5III-Vc med lysstyrkeamplituder fra 0,003 til 0,9m V (for det meste nogle få hundrededele af en størrelsesorden) og perioder fra 0,01 til 0,2 d. Lyskurvens form, periode og amplitude varierer normalt meget. Både radiale og ikke-radiale pulsationer observeres. For nogle stjerner af denne type forekommer lysstyrkevariabilitet sporadisk og stopper nogle gange helt; Det er muligt, at dette er en konsekvens af stærk amplitudemodulation med en nedre amplitudegrænse på højst 0,001m. Lysstyrkekurven er næsten et spejlbillede af den radiale hastighedskurve: den maksimale ekspansionshastighed af stjernens overfladelag halter ikke mere end 0,1P efter den maksimale lysstyrke.
  Stjerner af DSCT-typen er repræsentanter for den flade komponent af Galaxy. Fænomenologisk relateret til dem er variabler af typen SXPHE (se nedenfor).
• DSCTC er en lavamplitudegruppe af variable af (delta) Scuti-typen (amplituden af ​​lysstyrkeændringen er mindre end 0,1 m V). De fleste repræsentanter for denne undertype er lysstyrkeklasse V stjerner; Som regel er det netop sådanne objekter, der findes i åbne stjernehobe.
• L - langsomme ukorrekte variabler. Variable stjerner, hvis ændringer i lysstyrke er blottet for tegn på periodicitet, eller periodiciteten er svagt udtrykt og forekommer kun fra tid til anden. Tildelingen af ​​variabler til denne type såvel som til type I skyldes ofte kun utilstrækkelig viden om disse objekter. Mange af dem kan vise sig at være semi-regulære variabler eller variabler af andre typer.
• LB er langsomt skiftende uregelmæssige variabler af sene spektraltyper K, M, C og S, normalt kæmper (CO Cyg). I kataloget er langsomme røde uregelmæssige variabler klassificeret som denne type i tilfælde, hvor deres spektraltyper og lysstyrker stadig er ukendte.
• LC er uregelmæssige variable supergiganter af sene spektraltyper med en amplitude af størrelsesordenen l,0m V (TZ Cas).
• M er variable af typen Mira Ceti ((omicron) Cet). Langtidsvariable kæmper med karakteristiske emissionsspektre af sene klasser Me, Ce, Se, med lysstyrkeamplituder fra 2,5m til 11m V, med veldefineret periodicitet og perioder fra 80d til 1000d. De infrarøde amplituder af lysstyrkeændringer er små og kan være mindre end 2,5 m. Så for eksempel i K-systemet overstiger de normalt ikke 0,9m. Hvis amplituderne overstiger 1-1,5 m, men der ikke er sikkerhed for, at den sande amplitude af lysstyrkeændringerne overstiger 2,5 m, er M-symbolet ledsaget af et kolon, eller stjernen er af den semi-regulære variabeltype, og et kolon er også placeret ved siden af ​​symbolet af denne type (SR).
• PVTEL - PV Teleskop type variabler (PV Tel). Heliumsupergiganter af spektralklasse Bp, karakteriseret ved svage brintlinjer, forbedrede helium- og kulstoflinjer, pulserende med perioder fra 0,1 til l d eller skiftende lysstyrke med en amplitude på omkring 0,1m V over tidsintervaller af størrelsesordenen et år.
• RR—variabler af typen RR Lyra. Radialt pulserende kæmper af spektralklasser A - F med perioder fra 0,2 til l.2d, og lysstyrkeamplituder fra 0,2 til 2m V. Der er kendte tilfælde af variabilitet i både formen af ​​lyskurven og perioden. Hvis disse ændringer er periodiske, kaldes de Blazhko-effekten.
  Traditionelt kaldes RR Lyrae-variabler nogle gange kort-periode Cepheider eller kugleformede klyngevariabler. I de fleste tilfælde er de en del af galaksens sfæriske komponent; de findes (nogle gange i stort antal) i nogle kuglehobe (pulserende stjerner i den vandrette gren). Ligesom cepheider falder den maksimale ekspansionshastighed af overfladelagene af disse stjerner praktisk talt sammen med maksimum af deres lysstyrke.
• RR(B) - variabler af typen RR Lyrae, kendetegnet ved tilstedeværelsen af ​​to samtidigt fungerende pulsationstilstande - grundtonen med en periode P0 af den første overtone med en periode P1 (AQ Leo). Forhold Р1/Р0 ≈ 0,745.
• RRAB er variabler af RR Lyrae-typen med en asymmetrisk lyskurve (stejlt stigende gren), perioder fra 0,3 til l.2 d og amplituder fra 0,5 til 2m V (RR Lyr).
• RRC er variabler af typen RR Lyrae med næsten symmetriske, nogle gange sinusformede, lyskurver med perioder fra 0,2 til 0,5 d og amplituder, der ikke overstiger 0,8 V (SX UMa).
• RV—variabler af typen RV Taurus (RV Tau). Radialt pulserende supergiganter af spektralklasser F-G ved maksimum og K-M ved minimum lysstyrke. Lyskurver er karakteriseret ved tilstedeværelsen af ​​dobbeltbølger med skiftende hoved- og sekundære minima, hvis dybde kan variere, så hovedminima kan blive til sekundære minima og omvendt; den totale amplitude af lysstyrkeændringer kan nå op på 3-4m V. Perioderne mellem to tilstødende hovedminima, normalt kaldet formelle, spænder fra 30 til 150d (de er angivet i kataloget). De er opdelt i undertyperne RVA og RVB.
• RVA er variabler af typen RV Taurus, hvis gennemsnitsværdi ikke ændres (AC Her).
• RVB er variabler af typen RV Tauri, hvis gennemsnitsværdi ændres periodisk med en periode fra 600 til 1500 d og en amplitude på op til 2m V (DF Cyg, RV Tau).
• SR er semi-regulære variable. Kæmper eller supergiganter af mellem- og sene spektralklasser, der udviser en mærkbar periodicitet i lysstyrkeændringer, ledsaget eller til tider forstyrret af forskellige uregelmæssigheder. Perioderne spænder fra 20 til 2000 d og mere, formerne på lyskurverne er meget forskellige og variable, amplituderne varierer fra flere hundrededele til flere størrelser (normalt 1 - 2m V).
• SRA'er er semi-regulære variable kæmper af sene spektralklasser (M, C, S eller Me, Ce, Se) med stabil periodicitet, sædvanligvis med små (mindre end 2,5m V) lysstyrkeamplituder (Z Aqr). Lyskurvernes amplituder og former ændres normalt. Perioderne spænder fra 35 til 1200 d. Mange af disse stjerner adskiller sig kun fra Mira Ceti-typens variabler i den mindre amplitude af deres lysstyrkeændringer.
• SRB'er er semi-regulære variable kæmper af sene spektralklasser (M, C, S eller Me, Ce, Se) med dårligt defineret periodicitet (gennemsnitlig cyklus - fra 20 til 2300 d) eller med ændringer i periodiske ændringer - langsomme uregelmæssige udsving eller intervaller af lysstyrkens konstanthed (RR СгВ, AF Cyg). Hver af disse stjerner er normalt karakteriseret ved en vis gennemsnitsperiode (cyklus), som er angivet i kataloget. I en række tilfælde udviser disse stjerner samtidig virkning af to eller flere perioder med lysstyrkeændring.
• SRC er semi-regulære variable supergiganter af sene spektraltyper M, C, S eller Me, Ce, Se ((mi) Ser). Amplituderne er i størrelsesordenen 1m, perioderne med lysstyrkeændringer er fra 30 d til flere tusinde dage.
• SRD'er er semi-regulære variable kæmper og supergiganter af spektralklasser F, G, K, nogle gange med emissionslinjer i deres spektre. Amplituderne af deres lysstyrkeændringer spænder fra 0,l til 4m) perioder - fra 30 til 1100 d (SX Her, SV UMa).
• SXPHE - SX Phoenix type variabler (SX Phe). I lighed med variabler af DSCT-typen er de pulserende underdværge af den sfæriske komponent eller den gamle komponent af den galaktiske skive af spektralklasserne A2-F5; y af disse objekter kan samtidigt observere adskillige perioder med oscillation, normalt fra 0,04 til 0,08 d med en variabel amplitude af lysstyrkeændringer, som kan nå 0,7m V. De findes i kugleformede klynger.
• ZZ—variabler af typen ZZ Kina (ZZ Cet). Ikke-radialt pulserende hvide dværge, der ændrer lysstyrke med perioder fra 30 sekunder til 25 minutter og amplituder fra 0,001 til 0,12 m V. Typisk har en stjerne flere tætte perioder. Nogle gange observeres blus på 1m, hvilket dog kan forklares ved tilstedeværelsen af ​​en tæt satellit af UV Cet-typen. Opdelt i undertyper:
  • ZZA - brintvariable af ZZ Cet-typen af ​​spektralklasse DA (ZZ Cet), kun med brintabsorptionslinjer i spektret.
  • ZZB er heliumvariabler af ZZ Cet-typen af ​​spektralklasse DB, i hvis spektre kun He-absorptionslinjer observeres.

Roterende variable stjerner

Roterende variable stjerner vi kalder stjerner med inhomogen overfladelysstyrke eller ellipseformet, hvis lysstyrke variabilitet skyldes deres aksiale rotation i forhold til observatøren. Uhomogeniteten af ​​fordelingen af ​​overfladelysstyrke kan skyldes enten tilstedeværelsen af ​​pletter eller generelt af temperatur og kemisk inhomogenitet af stjerneatmosfæren under påvirkning af et magnetfelt, hvis akse ikke falder sammen med aksen af stjernens rotation. Opdelt i typer:

• ACV er variabler af typen (alpha)2 Canes Hounds ((alpha)2 CVn). Hovedsekvensstjerner af spektralklasserne B8p - A7p med stærke magnetfelter. I deres spektre er linjerne af silicium, strontium, krom og sjældne jordarters grundstoffer unormalt forstærket, og intensiteten ændres med stjernens rotationsperiode, svarende til perioden med ændring i magnetfeltet og lysstyrken (0,5 - 160 d og mere) ). Amplituderne af lysstyrkeændringer er normalt inden for området 0,01 – 0,1 m V.
• ACVO er hurtigt oscillerende variable af type (alfa)2 CVn. Tilsyneladende ikke-radialt pulserende roterende magnetiske variable af spektralklasse Ap (DO Eri). Pulsationsperioderne er 0,01d eller mindre, amplituderne af lysstyrkeændringerne forårsaget af pulseringerne er omkring 0,01m V. Disse ændringer er overlejret på lysstyrkeændringerne forårsaget af rotationen.
• BY - variabler af typen BY Dragon (BY Dra). Emissionsstjerner er dværge af spektralklasser dKe - dMe, der viser kvasiperiodiske ændringer i lysstyrke med perioder fra brøkdele af en dag til 120d og amplituder fra flere hundrededele til 0,5m V. Lysstyrkevariabilitet er forårsaget af stjernernes aksiale rotation med overfladegraden lysstyrke-inhomogenitet (pletter) varierende over tid og kromosfærisk aktivitet. Nogle af dem udviser udbrud, der ligner dem fra UV Cet-stjerner; i sådanne tilfælde tilhører de også UV-typen, idet de samtidig betragtes som eruptive.
• ELL - ellipsoide variable (b Per, (alfa) Vir). Lukke binære systemer med ellipsoide komponenter, hvis tilsyneladende totale lysstyrke ændres med en periode svarende til perioden med orbital bevægelse på grund af ændringer i området af den emitterende overflade, der vender mod observatøren, men uden formørkelser. Amplituderne af lysstyrkeændringer overstiger ikke 0,1m V.
• FKCOM - variabler af typen FK Veronica's Hair (FK Com). Hurtigt roterende kæmper med inhomogen overfladelysstyrke af spektralklasser G-K med brede H- og K Ca II-emissionslinjer og nogle gange med H(alfa)-emission. De kan også være spektroskopiske binære systemer. Perioderne med lysstyrkeændringer (op til flere dage) er lig med rotationsperioderne, og amplituderne er flere tiendedele af størrelsen. Det er muligt, at disse objekter er resultatet af den videre udvikling af tætte binære systemer af EW-typen (W UMa, se nedenfor).
• PSR - optisk variable pulsarer (SM Tau). Hurtigt roterende neutronstjerner med et stærkt magnetfelt, der udsender radio-, optiske og røntgenbølgelængder. Pulsarens stråling har et smalt retningsmønster. Perioderne med lysstyrkeændringer falder sammen med rotationsperioderne (fra 0,001 til 4 sekunder), amplituden af ​​lysimpulserne når 0,8m.
• SXARI - variabler af typen SX Aries (SX Ari). Hovedsekvensstjerner af spektralklasser B0p-B9p med variable HeI, Si III linjeintensiteter og magnetiske felter, nogle gange kaldet heliumvariabler. Perioderne med ændring i lysstyrke og magnetfelt (i størrelsesordenen 1d) falder sammen med rotationsperioderne, amplitude af størrelsesordenen 0.lm V. Disse stjerner er højtemperaturanaloger af variabler af (alfa)2 CVn-typen .

Eksplosive og nova-lignende variable

Eksploderende stjerner kaldet stjerner, der viser udbrud forårsaget af termonukleare eksplosioner, der forekommer i deres overfladelag () eller i det dybe indre (). Vi vil klassificere som nova-lignende variabler dem, der viser nova-lignende udblæsninger forbundet med den hurtige frigivelse af energi i rumfanget omkring dem (UG-type stjerner - se nedenfor), såvel som objekter, der ikke viser udbrud, men ligner i spektral og andre funktioner eksplosive variabler i minimal glans.
De fleste eksplosive og nova-lignende variable er tætte binære systemer, hvis komponenter har en stærk gensidig indflydelse på hinandens udvikling. Omkring den varme dværgkomponent i systemet er der ofte en tilvækstskive dannet af materiale, der går tabt af en anden køligere og mere omfattende komponent. Opdelt i typer:

• N - Nye stjerner. Luk binære systemer med perioder med orbital bevægelse fra 0,05 til 230d; en af ​​komponenterne i disse systemer er en varm dværgstjerne, som uventet over en periode på en dag til flere tiere eller hundreder af dage øger sin lysstyrke med 7 - 19 mV. Over en periode på flere måneder til flere årtier vender systemets glans tilbage til sin oprindelige tilstand.
  De kan som minimum vise små ændringer i glans. Seje komponenter er giganter, subgiganter eller dværge af spektralklasser K-M. Spektrene for novaer nær maksimal lysstyrke ligner oprindeligt absorptionsspektrene for A-F stjerner med høj lysstyrke. Derefter vises brede emissionslinjer (bånd) af brint, helium og andre grundstoffer med absorptionskomponenter i spektrene, hvilket indikerer tilstedeværelsen af ​​en hurtigt ekspanderende skal. Efterhånden som lysstyrken falder, vises forbudte emissionslinjer i det komplekse spektrum, karakteristisk for spektrene af gaståger, der exciteres af en varm stjerne. Ved minimum lysstyrke er spektrene for novaer som regel kontinuerlige eller ligner spektrene for stjerner af typen Wolf-Rayet.
  Tegn på kolde komponenter findes kun i spektrene af de mest massive systemer. I nogle novaer, efter et udbrud, detekteres pulseringer af varme komponenter med perioder på omkring 100 sekunder og amplituder på omkring 0,05m V. Nogle novaer viser sig naturligvis også at være formørkelsessystemer. Baseret på arten af ​​ændringen i lysstyrke opdeles novaer i hurtig (NA), langsom (NB), meget langsom (NC) og gentaget (NR).
• NA - hurtige novaer, karakteriseret ved en hurtig stigning i lysstyrke og faldende lysstyrke efter at have nået et maksimum med 3m på 100 dage eller mindre (GKPer).
• NB - langsomme novaer, faldende lysstyrke efter at have nået et maksimum med 3m på 150 dage eller mere (RR Pic). Samtidig tages der ikke højde for tilstedeværelsen af ​​et kendt "dip" i lyskurven for novaer som T Aur og DQ Her: hastigheden af ​​faldende lysstyrke estimeres ved fremkomsten af ​​en glat kurve, delene af som før og efter "dykket" er en direkte fortsættelse af hinanden.
• NC - Ny med meget langsom udvikling, forbliver på maksimal lysstyrke i over ti år og svækkes meget langsomt. Før udbruddet kan disse objekter vise langvarige lysstyrkeændringer med en amplitude på 1-2m V (RR Tel); de seje komponenter i disse systemer ser ud til at være giganter eller supergiganter, nogle gange semi-regulære variabler og endda Mira Ceti-variabler. Flashamplituden kan nå 10m. Det høje excitationsemissionsspektrum ligner spektrene for planetariske tåger, Wolf-Rayet-stjerner og symbiotiske variabler. Det er muligt, at disse objekter er nye planetariske tåger.
• NL - nova-lignende variable stjerner. Utilstrækkeligt undersøgte objekter, der ligner novaer med hensyn til ændringer i lysstyrke eller i spektrale træk. Disse omfatter ikke kun variabler, der viser nye-lignende opblussen, men også objekter, for hvilke der aldrig er blevet observeret flare; Spektrene af nova-lignende variabler ligner spektrene for tidligere novaer, og små ændringer i lysstyrke ligner dem, der er karakteristiske for tidligere novaer ved minimum lysstyrke. Ofte kan individuelle repræsentanter for denne meget heterogene gruppe af objekter dog efter ordentlig forskning tilskrives en anden type variabel stjerne.
• NR - gentaget Nyt. De adskiller sig fra typiske novaer ved, at de ikke har ét, men to eller flere udbrud, adskilt af intervaller fra 10 til 80 år (T SGV).
• SN - supernovaer (B Cas, CM Tau). Stjerner, der som følge af en eksplosion hurtigt øger deres lysstyrke med 20 størrelsesorden eller mere, og derefter langsomt svækkes. Spektret under en flare er karakteriseret ved tilstedeværelsen af ​​meget brede emissionsbånd, hvis bredde er flere gange større end bredden af ​​de lyse bånd observeret i spektrene af novaer; skallens ekspansionshastighed er flere tusinde km/s. Efter eksplosionen ændres stjernens struktur fuldstændig. I stedet for supernovaen er der stadig en ekspanderende emissionståge og en (ikke altid synlig) pulsar. Baseret på formen af ​​deres lyskurver og spektrale træk er de opdelt i type I og II.
• SNI er type I supernovaer. Spektrene indeholder absorptionslinjer af Ca II, Si osv., undtagen hydrogen. Den ekspanderende skal er næsten blottet for brint. I løbet af 20 - 30d efter maksimum falder lysstyrken med en hastighed på ca. 0,lm pr. dag, derefter aftager hastigheden af ​​lysstyrkefaldet og bliver efterfølgende konstant - 0,014m pr. dag.
• SNII er type II supernovaer. Spektrene viser linier af brint og andre grundstoffer. Den ekspanderende skal består hovedsageligt af brint og helium. Lyskurverne er mere varierede end for Type I supernovaer. Efter 40 – 100 d efter maksimum er hastigheden af ​​faldet i lysstyrke normalt 0,1 m pr. dag.
• UG er variabler af typen U Gemini (U Gem), ofte kaldet dværgnovaer. Nære binære systemer bestående af en dværgstjerne eller subgigant af spektralklasse K-M, der fylder volumen af ​​dens indre kritiske Roche-overflade, og en hvid dværg omgivet af en tilvækstskive. Omløbsperioder varierer fra 0,05 til 0,5 d. Normalt observeres kun små, herunder hurtige, udsving i systemets lysstyrke, men fra tid til anden stiger lysstyrken hurtigt med flere størrelser og vender efter flere dage eller ti dage tilbage til sin oprindelige tilstand. Intervallerne mellem to på hinanden følgende udblæsninger af en given stjerne kan variere meget, men hver stjerne er karakteriseret ved en vis gennemsnitsværdi af disse intervaller - en gennemsnitlig cyklus svarende til den gennemsnitlige amplitude af ændringen i dens lysstyrke. Jo længere cyklus, jo mere
  amplitude. Røntgenkilder. Systemets spektrum ved minimum lysstyrke er kontinuerligt med brede emissionslinjer af brint og helium. Ved maksimal lysstyrke forsvinder disse linjer næsten eller bliver til overfladiske absorptionslinjer. Nogle af disse systemer formørker, og det kan antages, at det primære minimum er forårsaget af formørkelsen af ​​et hot spot dannet i tilvækstskiven af ​​en indfaldende gasstrøm, der udgår fra en K-M klasse stjerne.
  Baseret på arten af ​​lysstyrkeændringerne kan U Gem-typevariabler opdeles i tre undertyper: SS Cyg, SU UMa og Z Cam.
• UGSS - SS Cygnus type variabler (SS Cyg, U Gem). De øger deres glans i 1 - 2d med 2-6m V og vender efter et par dage tilbage til deres oprindelige glans. Cyklusværdierne spænder fra 10d til flere tusinde dage.
• UGSU er variabler af typen SU ​​Ursa Major (SU UMa). De er karakteriseret ved tilstedeværelsen af ​​to typer flares - normal og supermaxima. Normale, korte udbrud ligner udbrud af stjerner af UGSS-typen. Supermaksima er 2 m lysere end normalt, mere end fem gange længere (bredere) og forekommer mere end tre gange sjældnere end normale. Under supermaksima udviser lyskurven overlejrede periodiske svingninger (superhumps) med en periode tæt på orbitalen og amplituder på omkring 0,2 – 0,3m V. Orbitalperioder er mindre end 0,1d, satellitternes spektralklasse er dM.
• UGZ er variabler af typen Z Giraffe (Z Cam). De viser også cykliske flares, men i modsætning til UGSS-typevariabler vender de nogle gange efter en flare ikke tilbage til deres oprindelige lysstyrke, men opretholder i flere cyklusser en størrelse mellem maksimum og minimum. Cyklusværdierne spænder fra 10 til 40d, lysstyrkeændringsamplituderne spænder fra 2 til 5m V.
• ZAND - symbiotiske variabler af type Z Andromeda (Z And). Nære binære filer bestående af en varm stjerne, en stjerne af sen spektral type og en udvidet kappe exciteret af den varme stjernes udstråling. Systemets samlede lysstyrke oplever uregelmæssige ændringer med en amplitude på op til 4m V. En meget heterogen gruppe af objekter.

Luk binære formørkelsessystemer

Vi anvender et tredimensionelt klassifikationssystem til formørkelse af binære stjernesystemer baseret på formen af ​​deres samlede lysstyrkekurve og de fysiske og evolutionære karakteristika af deres komponenter. Klassificering efter lyskurver er enkel, velkendt og bekvem for observatører; den anden og tredje klassifikationsmetode er baseret på placeringen af ​​komponenterne i binære systemer på Mv, B - V diagrammet og i hvilken grad de fylder deres interne kritiske ækvipotentiale Roche-overflader. For at bedømme dette blev der som regel brugt simple kriterier, foreslået af M.A. Svechnikov og L.F. Istomin (AC nr. 1083, 1979). Symbolerne brugt i kataloget for typerne af formørkende binære systemer er angivet nedenfor.

a) Klassificering efter lyskurvens form.

• E - formørkelse af binære systemer. Binære systemer, hvis baneplan er så tæt på observatørens synslinje (hældningen i af baneplanet i forhold til planet vinkelret på sigtelinjen er tæt på 90°), at begge komponenter (eller en af ​​dem) periodisk formørker hinanden . Observatøren bemærker som et resultat en ændring i systemets tilsyneladende totale lysstyrke, hvis periode falder sammen med rotationsperioden for komponenterne i kredsløb.
• EA er Algol-type formørkelsesvariable ((beta) Per). Formørkende binære filer med sfæriske eller let ellipsoide komponenter; Lyskurver giver dig mulighed for at registrere tidspunkterne for begyndelsen og slutningen af ​​formørkelser. Mellem formørkelser forbliver lysstyrken næsten konstant eller ændrer sig lidt på grund af reflektionseffekter, små ellipsoide komponenter eller fysiske ændringer. Et sekundært minimum overholdes muligvis ikke. Perioderne er indenfor et meget bredt område - fra 0,2 til 10000d eller mere; Amplituderne af lysstyrkeændringer er meget forskellige og kan nå flere værdier.
• EB - formørkende variabler af (beta) Lyra-typen ((beta) Lyr). Formørkelse af binære filer med ellipsoide komponenter, med lyskurver, der ikke tillader registrering af tidspunkterne for begyndelsen eller slutningen af ​​formørkelser (på grund af kontinuerlige ændringer i systemets tilsyneladende totale lysstyrke i intervallerne mellem formørkelser); et sekundært minimum overholdes nødvendigvis, hvis dybde som regel er betydeligt mindre end dybden af ​​hovedminimumet; perioder er overvejende større end 1d (for perioder mindre end 1d har minima forskellige dybder; for perioder større end 1d kan dybden af ​​minima være næsten den samme); komponenter er normalt af tidlige spektraltyper B-A. Amplituderne af lysstyrkeændringer er normalt mindre end 2m V.
• EW er W Ursa Major (W UMa) formørkelsesvariabler. Formørkende binære med perioder mindre end 1d, bestående af næsten rørende ellipseformede komponenter og med lyskurver, der ikke tillader registrering af tidspunkterne for begyndelsen og slutningen af ​​formørkelser; dybden af ​​hoved- og sekundærminima er næsten ens eller afviger meget lidt. Amplituderne af lysstyrkeændringer er normalt mindre end 0,8m V. Komponenternes spektralklasser er normalt F-G og senere.

b) Klassificering i henhold til komponenternes fysiske egenskaber.

• GS - systemer, hvor en eller begge komponenter er giganter eller supergiganter; en af ​​komponenterne kan være et medlem af hovedsekvensen.
• PN - systemer, hvis komponenter er kernerne i planetariske tåger (UU Sge).
• RS - systemer af typen RS CVn. Et væsentligt træk ved disse systemer er tilstedeværelsen i spektret af stærke H- og K Ca II-emissionslinjer med variabel intensitet, hvilket indikerer øget solar-type kromosfærisk aktivitet. Disse systemer er kendetegnet ved tilstedeværelsen af ​​radio- og røntgen-emission. For nogle af dem observeres en kvasi-sinusbølge på lyskurven uden for formørkelser, hvis amplitude og position langsomt ændrer sig over tid. Udseendet af denne bølge (ofte kaldet forvrængning)
  forklaret af den differentielle rotation af overfladen af ​​stjernen dækket med grupper af pletter; Rotationsperioden for grupper af solpletter er normalt tæt på perioden med orbital bevægelse (perioden med formørkelser), men adskiller sig stadig fra den, hvilket forårsager en langsom ændring (migrering) af faserne af minimum og maksimum af forvrængningsbølgen på den gennemsnitlige lyskurve. Variabiliteten af ​​bølgeamplituden (op til 0,2 m V) forklares ved eksistensen af ​​en lang periode med stjerneaktivitet (svarende til den elleve-årige solcyklus), hvor antallet og det samlede areal af pletter på stjernens overflade ændres.
• WD er systemer, hvis komponenter er hvide dværge.
• WR er systemer, hvis komponenter inkluderer stjerner af typen Wolf-Rayet (V 444Cyg).

c) Klassificering efter fyldningsgraden af ​​indre kritiske Roche-overflader.

• AR - adskilte systemer af typen AR Lizard (AR Lac), hvoraf begge komponenter er subgiganter, der ikke når deres indre kritiske ækvipotentiale overflader.
• D-separerede systemer, hvis komponenter ikke når deres interne kritiske Roche-ækvipotentiale overflader.
• DM er adskilte hovedsekvenssystemer, hvis komponenter begge er medlemmer af hovedsekvensen og ikke når deres indre kritiske Roche-overflader.
• DS er adskilte systemer med en subgigant, hvor subgiganten heller ikke endnu har nået sin indre kritiske overflade.
• DW - systemer, der i deres fysiske egenskaber ligner kontaktsystemer af typen W UMa (se nedenfor), men som ikke er kontakt.
• K - kontaktsystemer, hvoraf begge komponenter fylder deres indre kritiske overflader.
• KE er kontaktsystemer af tidlige spektralklasser (O-A), hvoraf begge komponenter er tæt på deres indre kritiske overflader.
• KW er kontaktsystemer af WUMa-typen med ellipsoide komponenter af spektralklasser F0-K, hvoraf de vigtigste er medlemmer af hovedsekvensen, og satellitterne er placeret til venstre og under den på Mv, B - V-diagrammet.
• SD - semi-detached systemer, hvor overfladen af ​​den mindre massive subgigant-komponent er tæt på dens indre kritiske overflade Kombinationen af ​​alle tre metoder til klassificering af formørkende binære filer involverer brugen af ​​flere grupper af typesymboler for et objekt, adskilt af skråstreger , for eksempel: E/DM, EA /DS/RS, EB/WR, EW/KW osv.

Luk dobbelte optisk variable kilder til stærk variabel røntgenstråling (X-kilder)

• X - tætte binære systemer, der er kilder til stærk variabel røntgenstråling, ikke beslægtet eller endnu ikke klassificeret som de ovenfor betragtede typer variable stjerner. En af komponenterne i systemet er et varmt kompakt objekt (en hvid dværg, en neutronstjerne og måske et sort hul). Røntgen-emission opstår, når stof, der strømmer fra en anden komponent, falder ned på en kompakt genstand eller en tilvækstskive, der omgiver denne genstand. Til gengæld genudsendes denne røntgenstråling, der trænger ind i atmosfæren af ​​en koldere satellit af et kompakt objekt, i form af optisk højtemperaturstråling (reflektionseffekt), hvilket gør spektralklassen for den tilsvarende sektion af satellittens overflade yngre. Dette fører til et meget ejendommeligt billede af optisk variabilitet i tætte binære, som er kilder til stærk røntgenstråling. De er opdelt i nedenstående typer.
• XB - X-ray burstere. Lukke binære systemer, der viser røntgen- og optiske flares, der varer fra flere sekunder til ti minutter med en amplitude af størrelsesordenen 0,1 m V (V801 Ara, V926 Sco).
• XF - Røntgenfluktuerende systemer, der viser hurtige udsving af røntgenstråling (Cyg X-1 = V1357 Cyg) og optisk (V821 Ara) stråling med en cyklus i størrelsesordenen titusvis af millisekunder.
• XI - Røntgen er forkert. Lukke binære systemer bestående af en varm kompakt genstand omgivet af en accretion disk og en dA-dM dværg; kendetegnet ved uregelmæssige ændringer i lysstyrke med en karakteristisk tid i størrelsesordenen minutter af timer og en amplitude i størrelsesordenen 1m V; det er muligt at overlejre en periodisk komponent på grund af orbital bevægelse (V818 Sco).
• XJ - X-ray binære, kendetegnet ved tilstedeværelsen af ​​relativistiske stråler, manifesteret i røntgen- og radioområdet såvel som i det synlige område af spektret i form af emissionskomponenter med periodiske forskydninger med relativistiske hastigheder (V1343 Aql ).
• XND er røntgennovaer, der sammen med et varmt kompakt objekt indeholder en dværg eller subgigant af spektralklasse G-M. Systemer, der nogle gange hurtigt øger deres lysstyrke med 4-9m V samtidigt i de optiske og røntgenbølgelængdeområder uden at skubbe skallen ud. Varigheden af ​​udbruddet er op til flere måneder (V616 Mon).
• XNG er røntgennovaer, hvis hovedkomponent er en supergigant eller kæmpe af en tidlig spektralklasse, og ledsageren er et varmt kompakt objekt. Når hovedkomponenten blusser, falder massen, der udstødes af den, på en kompakt genstand, hvilket forårsager forekomsten af ​​røntgenstråling med en betydelig forsinkelse. Amplituder er af størrelsesordenen l-2m V (V725 Tau).
• XP - røntgensystemer med en pulsar; hovedkomponenten er normalt en ellipsoid supergigant af en tidlig spektral type. Refleksionseffekten er meget lille, og lysstyrkevariabiliteten skyldes hovedsageligt rotationen af ​​den ellipsoide hovedkomponent. Perioderne med lysstyrkeændringer spænder fra 1 til 10 d, pulsarens periode i systemet er fra 1 sekund til 100 minutter. Amplituden af ​​lysstyrkeændringer overstiger normalt ikke nogle få tiendedele af en størrelsesorden (Vel X-1 = GP Vel).
• XPR - røntgensystemer med en pulsar, karakteriseret ved tilstedeværelsen af ​​en reflektionseffekt. De består af hovedkomponenten i dB-dF spektralklassen og en røntgenpulsar, som også kan være optisk. Når hovedkomponenten udsættes for røntgenbestråling, er systemets gennemsnitlige lysstyrke maksimal; i perioder med lav aktivitet af røntgenkilden -
  minimal. Den samlede amplitude af lysstyrkeændringer kan nå 2-3m V (HZ Her).
• XPRM er røntgensystemer bestående af en dK-dM dværg og en pulsar med et stærkt magnetfelt. Tilvæksten af ​​stof på de magnetiske poler af en kompakt genstand ledsages af fremkomsten af ​​variabel lineær og cirkulær polarisering af stråling; derfor kaldes disse systemer nogle gange polarer. Typisk er amplituden af ​​lysstyrkeændringer i størrelsesordenen 1m V, men når hovedkomponenten bestråles med røntgenstråling, kan systemets gennemsnitlige lysstyrke stige med 3m V. Den samlede amplitude af lysstyrkeændringer kan nå 4- 5m V (AM Her, AN UMa).
  Hvis den rettede røntgenstråling, der opstår ved de magnetiske poler af en roterende, varm kompakt genstand, ikke krydser observatørens position, og systemet ikke opfattes som en pulsar, er bogstavet P i ovenstående symbolske betegnelser for typer af røntgensystemer. fraværende. Hvis røntgensystemerne er formørkende eller ellipseformede, er deres typebetegnelse foranstillet af symbolerne E eller ELL, kombineret med denne betegnelse af et +-tegn (f.eks. E+X eller ELL + X).

Andre typer stjerner og rumobjekter taget for variable stjerner

• BLLAC - ekstragalaktiske objekter af typen BL Lizard (BL Lac). Kompakte kvasi-stjerneobjekter karakteriseret ved et næsten kontinuerligt spektrum med meget svage emissions- og absorptionslinjer og relativt hurtige uregelmæssige lysstyrkeændringer med en amplitude på op til 3m V og mere. Kilder til stærk røntgen- og radioemission, der viser stærk og variabel lineær polarisering af stråling i de optiske og infrarøde områder af spektret. Et lille antal af sådanne objekter, fejlagtigt taget for variable stjerner og givet passende betegnelser, vil tilsyneladende fortsat lejlighedsvis optræde i hovedkatalogtabellen.
• CST er permanente stjerner. På et tidspunkt blev de mistænkt for variabel lysstyrke, og det var hurtigt at tildele dem en endelig betegnelse. Yderligere observationer bekræftede ikke deres variabilitet.
• GAL'er er optisk variable kvasi-stjerner ekstragalaktiske objekter (aktive galaktiske kerner), der fejlagtigt er taget for variable stjerner.
  L: - uudforskede variable stjerner med langsomme lysstyrkeændringer.
• QSO'er er optisk variable kvasi-stjerne ekstragalaktiske objekter (kvasarer), der forveksles med variable stjerner.
  S: - uudforskede variable stjerner med hurtige lysstyrkeændringer.
  * - unikke variable stjerner, der ikke passer ind i klassifikationen beskrevet ovenfor. Disse er tilsyneladende kortsigtede overgangsstadier fra en type variabilitet til en anden, eller de indledende og sidste stadier af udviklingen af ​​disse typer, eller utilstrækkeligt undersøgte repræsentanter for fremtidige nye typer af lysstyrkevariabilitet.
  Hvis en variabel stjerne samtidig tilhører flere typer af lysstyrkevariabilitet, kombineres disse typer i kolonnen "Type" med et +-tegn (f.eks. E+UG, UV+BY).
  På trods af betydelige fremskridt i forståelsen af ​​processerne for stjernernes variabilitet, er klassificeringen i kataloget langt fra perfekt. Dette gælder især eksplosive, symbiotiske og nova-lignende variabler, røntgenkilder og ejendommelige genstande. Vi vil fortsætte med at arbejde på at præcisere klassificeringen af ​​variable stjerner i håb om kritiske kommentarer og nyttige råd fra eksperter.

Variable stjerner jeg Variable stjerner

Stjerner er stjerner, hvis synlige lysstyrke er udsat for udsving. Mange P.z. er ikke-stationære stjerner; variationen af ​​sådanne stjerners lysstyrke er forbundet med ændringer i deres temperatur og radius, udstrømning af stof, konvektive bevægelser osv. Disse ændringer i nogle typer stjerner er regelmæssige og gentages med streng periodicitet. Stjerners ikke-stationære natur forårsager dog ikke altid deres variation; Der er kendte stjerner, hvor udstrømningen af ​​stof, detekteret af emissionslinjer i spektret, ikke er ledsaget af nogen mærkbare ændringer i lysstyrken. På den anden side kan stationære stjerner også være variable: for eksempel i binære stjerner er periodiske fald i lysstyrke forårsaget af formørkelser af en komponent af en anden. Sandt nok oplever tætte binære stjerner også fysisk ikke-stationaritet, gasstrømme opstår osv., hvilket komplicerer det synlige billede af ændringer i deres lysstyrke. Rotationen af ​​stjerner med inhomogen overfladelysstyrke fører også til variation i deres lysstyrke.

I. Generel information

P.z. er de mest værdifulde kilder til information om stjerners fysiske egenskaber. Desuden er egenskaberne af P. z. tillade dem at blive brugt til at estimere afstanden til de stjernesystemer, som de er en del af; de kan tjene som en indikator for typen af ​​stjernepopulation af sådanne systemer. At være på samme tid let sporbar - og ofte på meget lange afstande - P. z. fortjent modtage særlig opmærksomhed fra astronomer. Antallet af variabler og stjerner, der er "mistænkt" for variabilitet i vores Galaxy inkluderet i kataloger, er omkring 40.000 (i 1975), antallet af kendte P. stjerner årligt. stiger i gennemsnit med 500-1000. Omkring 5000 P. z. kendt i andre galakser og mere end 2000 i kugleformede stjernehobe i vores galakse. P. dele inden for hver konstellation er betegnet med latinske bogstaver (enkelt fra R til Z eller kombinationer af to bogstaver) eller tal med bogstavet V foran dem.

Af de stjerner, der ændrer deres lysstyrke, er nye stjerner de nemmeste at opdage (Se Nye stjerner) . Udseendet og forsvinden af ​​nye stjerner på himlen blev bemærket allerede i oldtiden. Observationer af lyse novaer (mere præcist supernovaer (se supernovaer)) blev udført i 1572 af Tycho Brahe , og i 1604 I. Kepler . Men den første P. z. ved at ændre sin lysstyrke mere eller mindre regelmæssigt (og ikke "midlertidigt", som nye stjerner), blev stjernen opdaget af den tyske astronom D. Fabricius i 1596. ο Kita (Mira); Den franske astronom I. Bouillot bestemte i 1667 sin periode med ændring i lysstyrke, som viste sig at være lig med 11 måneder. I 1669 opdagede den italienske videnskabsmand G. Montanari variationen af ​​lysstyrke β Perseus (Algol). Den engelske astronom J. Goodrike (1764-86) opdagede en streng periodicitet i svækkelsen af ​​Algols lysstyrke, opdagede og studerede lysstyrkens variabilitet δ Cepheus og den engelske astronom E. Pigott - η Orla. Men den systematiske undersøgelse af P. z. startet af F. Argelander , som i 40'erne. 19. århundrede skabt en metode til visuel vurdering af glassets glans. I 1866 kendtes allerede 119 P. z. I slutningen af ​​det 19. århundrede. Det blev bevist, at Algol-variabiliteten er forårsaget af formørkelser af den lyse komponent af den mørkere, og dermed blev eksistensen af ​​såkaldte formørkelsesstjerner opdaget. Samtidig blev der fremsat en hypotese (af den tyske astronom A. Ritter), ifølge hvilken stjerners observerede variabilitet kan forklares ved deres pulsering. Introduktion til forskning af P. z. astrofotografering førte til opdagelsen af ​​et stort antal nye fotoner. I 1915 var 1687 P. z. allerede kendt, i 1940 - 8254. Periode-lysstyrkeforholdet opdaget i 1912 af den amerikanske astronom G. Leavitt tillod H. Shapley at bestemme afstanden til galaksens centrum, og E. Hubble beviste i 1924, at tåger som Andromeda-tågen er uafhængige stjernesystemer, andre galakser.

I Rusland, systematisk fotografering og forskning af P. z. startet af V.K. Tserasky og S.N. Blazhko i Moskva (1895). En ny æra i studiet af P.z. indledte masseintroduktionen af ​​flerfarvet fotoelektrisk fotometri fra begyndelsen af ​​50'erne. Moderne lysdetektorer gør det muligt at studere (forudsat at der er et godt astroklima) lysstyrkevariabilitet med en amplitude på tusindedele af en størrelsesorden og en tidsopløsning på tusindedele af et sekund; efter omhyggelig forskning opdages det, at et stadigt stigende antal stjerner, der normalt betragtes som konstante, viser sig at være mikrovariable.

I 1946 bestilte Den Internationale Astronomiske Union udpegelsen af ​​nye PZ'er. og udgivelse af kataloger samt udvikling af et klassifikationssystem for det astronomiske råd for USSR Academy of Sciences og Statens Astronomiske Institut opkaldt efter. P. K. Sternberg (B. V. Kukarkin, P. P. Parenago, P. N. Kholopov, etc.). Siden 1928 er samlingerne "Variable Stars" udkommet. I USSR, forskning på P. z. udføres aktivt i astronomiske institutioner i Moskva, Odessa, Krim, Byurakan, Leningrad, Abastumani, Dushanbe, Tashkent, Kazan, Shamakhi. I udlandet er den mest intensive forskning af P. z. er udført af Mount Wilson, Mount Palomar, Kitt Peak, Lick og Harvard astronomiske observatorier i USA.

II. Klassificering af variable stjerner

P.z. er opdelt i to store klasser: formørkelse P. z. og fysisk P.z.

1. Formørkende variable stjerner.

Formørkelse P. z. er et system af to stjerner, der kredser om et fælles massecenter, og deres kredsløbsplan er så tæt på en jordisk observatørs synslinje, at der ved hver omdrejning observeres en formørkelse af den ene stjerne ved den anden, ledsaget af en svækkelse af systemets samlede lysstyrke. Afstanden mellem komponenterne er normalt sammenlignelig med deres dimensioner. Mere end 4000 stjerner af denne klasse er blevet opdaget i vores Galaxy. Nogle af dem (stjerner som β Perseus) er lysstyrken uden for formørkelsen næsten konstant, mens for andre (som f.eks β Lyra og W Ursa Major) lysstyrken ændres kontinuerligt; dette forklares af det faktum, at deres form på grund af den relativt lille afstand mellem komponenterne er forskellig fra sfærisk; de er aflange på grund af tidevandskræfternes virkning. Ændringen i lysstyrke af sådanne systemer skyldes ikke kun formørkelsen, men også den kontinuerlige ændring i området af den lysende overflade af stjernerne, der vender mod observatøren; i nogle tilfælde er der ingen formørkelse overhovedet. Perioderne med ændring i lysstyrken af ​​formørkende stjerner (sammenfaldende med deres omløbsperioder) er meget forskellige; for type W Ursa Major stjerner med næsten rørende komponenter (dværgstjerner) er de mindre end et døgn; i stjerner som β Perseus-perioder når hundreder af dage, og i nogle systemer, der inkluderer supergiganter (VV Cephei, ε Vognmand osv.) - årtier.

Formørkelse P. z. repræsentere en enestående mulighed for at bestemme en række af de vigtigste egenskaber ved stjerner, især hvis afstanden til systemet og kurven for ændringer i radialhastighederne for stjernerne, der indgår i systemet, er kendt (se Dobbeltstjerner). Interessen for at formørke binære stjerner eksploderede, da nogle af dem blev identificeret som kosmiske røntgenkilder. I nogle tilfælde (HZ Hercules eller Hercules X-1; Centaurus X-3) observeres formørkelser også i røntgenområdet, og ud fra dopplerændringen i perioden for røntgenimpulserne er det muligt at bestemme orbitale elementer af komponenterne. Som i tilfældet med radioimpulser fra pulsarer (se pulsarer) , disse perioder er et par sekunder og indikerer den hurtige rotation af en røntgenstråleudsendende hvid dværg (eller neutronstjerne (Se Neutronstjerner)), der er en del af det binære system. I en række tætte binære systemer er komponenten med stråling i det optiske område en supergigant af spektral klasse B; i disse tilfælde observeres formørkelser ikke i røntgenområdet, og nogle gange i det optiske område. Massen af ​​den usynlige komponent i sådanne systemer overstiger tilsyneladende 3 solmasser, og sådanne stjerner (især Cygnus X-1 eller V 1357 Cygni) bør tilsyneladende betragtes som "sorte huller" (Se Sorte hul). Årsagen til røntgen-emission fra tætte binære systemer er højst sandsynligt tilvæksten af ​​en kompakt komponent af stjernevind- eller gasstråler, der kommer fra den synlige komponent.

2. Fysiske variable stjerner.

Fysisk P. z. ændre deres glans som følge af fysiske processer, der forekommer i dem. Fysisk P. z. opdelt i pulserende og eruptiv.

Pulserende variable stjerner er karakteriseret ved jævne og kontinuerlige ændringer i lysstyrken; i de fleste tilfælde forklares de af pulseringen af ​​de ydre lag af stjerner. Når en stjerne trækker sig sammen, falder dens radius, den opvarmes og dens lysstyrke øges; Når en stjerne udvider sig, falder dens lysstyrke. Perioder med ændringer i lysstyrken af ​​pulserende solstjerner. svinger fra brøkdele af en dag (stjerner af typen RR Lyrae, δ Skjold og β Canis Major) op til tiere (Cepheider, RV Tauri-stjerne) og hundredvis af dage (stjerner som Mira Ceti, semi-regulære stjerner). Periodiciteten af ​​lysstyrkeændringerne for nogle stjerner opretholdes med nøjagtigheden af ​​et godt urværk (for eksempel nogle Cepheider og RR Lyrae stjerner), mens den for andre praktisk talt er fraværende (for røde uregelmæssige variabler). I alt kendes omkring 14.000 pulserende stjerner.

Cepheider med lang tid er variable supergigantiske stjerner med perioder fra 1 til 50-200 dage, med amplituder af lysstyrkeændringer fra 0,1 til 2 stjernestørrelser i fotografiske stråler. Perioden og formen af ​​lyskurven er normalt konstant. Den radiale hastighedsændringskurve er et næsten spejlbillede af lyskurven; maksimum af denne kurve falder praktisk talt sammen med den minimale lysstyrke, og dens minimum falder sammen med den maksimale lysstyrke. Spektralklasser ved maksimal lysstyrke er F5 - F8, ved minimum F7 - K0, og jo senere, jo længere periode med lysstyrkeændring. Efterhånden som perioden øges, stiger lysstyrken af ​​cepheider også.

Stjerner som Mira Ceti er langtidsvariable kæmpestjerner med amplituder på mere end 2,5 størrelsesorden (op til 5-7 størrelsesorden og mere), med veldefineret periodicitet, med perioder fra cirka 80 til 1000 dage, med karakteristiske emissionsspektre af sene spektralklasser (Me, Ce, Se).

Halvregulære stjerner er stjerner af senere klasser (F, G, K, M, C, S), undergiganter, kæmper eller supergiganter, som har en mærkbar periodicitet, ledsaget af forskellige uregelmæssigheder i ændringen i lysstyrke. Perioder med semi-regelmæssig P. z. er indeholdt inden for et meget bredt område - fra cirka 20 til 1000 dage og mere. Formerne på lyskurverne er meget forskellige; amplituden overstiger normalt ikke 1-2 størrelser.

P.z. type RR Lyrae (kortperiode Cepheider eller stjerner af PZ-typen i kuglehobe) - pulserende kæmper med Cepheid-træk, med perioder med lysstyrkeændringer fra 0,05 til 1,2 dage, spektralklasser A og F og amplituder op til 1-2 størrelser. Der er kendte tilfælde af variabilitet i både lyskurvens form og perioden. I nogle tilfælde er disse ændringer periodiske (Blazhko-effekt).

P.z. type δ Scuti er undergiganter af spektralklasserne A og F, der pulserer med en periode på flere timer og en amplitude på flere hundrededele eller tiendedele af en størrelsesorden.

P.z. type RV Tauri - supergigantiske stjerner med en relativt stabil periodicitet af lysstyrkeændringer med en samlet amplitude på op til 3 størrelser; lyskurven består af dobbeltbølger med skiftende primære og sekundære minima, perioder fra 30 til 150 dage; spektralklasser fra G til sen K (titaniumoxidbånd, der er karakteristiske for klasse M-spektre, forekommer lejlighedsvis).

P.z. type β Cepheus, eller, som de ofte kaldes, typestjerner β Canis Major er en homogen gruppe af pulserende kæmpestjerner, hvis lysstyrke varierer inden for omkring 0,1 størrelsesorden, perioder spænder fra 0,1 til 0,6 dage, spektralklasser B0 - B3. I modsætning til cepheider svarer deres maksimale lysstyrke til fasen af ​​stjernens minimale radius.

Eruptive variable stjerner er karakteriseret ved uregelmæssige, ofte hurtige og store ændringer i lysstyrken forårsaget af processer, der er eksplosive (eruptive) i naturen. Disse stjerner er opdelt i to grupper: a) unge, nyligt dannede stjerner, som omfatter hurtige irregulære (såkaldte Orion) P, z., irregulære P. z. T Tauri type, UV Ceti type flare stjerner og beslægtede objekter, talrige i meget unge stjernehobe og ofte forbundet med diffust stof; b) stjerner, der normalt er næsten konstante, men fra tid til anden viser hurtige og store stigninger i lysstyrken; disse er novaer og supernovaer, gentagne novaer, U Gemini-stjerner, nova-lignende og symbiotiske variabler (sidstnævnte er karakteriseret ved tilstedeværelsen i spektret af linjer, der er typiske for både varme og kolde stjerner). I mange tilfælde (hvis ikke altid) viser stjerner i denne gruppe sig at være binære systemer. Mere end 1.600 kendte eruptive stjerner.

Orion-parasitter er uregelmæssige parasitter forbundet med diffuse tåger eller observeret i regionerne af sådanne tåger. Til samme gruppe P. z. Også inkluderet er hurtige uregelmæssige stjernestjerner, som tilsyneladende ikke er forbundet med diffuse tåger og udviser ændringer i lysstyrke med 0,5-1,0 størrelsesorden i løbet af flere timer eller dage. Disse stjerner er nogle gange klassificeret som en særlig klasse af stjerner. type RW Auriga; dog er der en skarp grænse mellem dem og Orion P. z. eksisterer ikke.

P.z. type T Taurus - uregelmæssig P. z., i hvis spektrum der er følgende spektrale træk: spektralklasser er inden for grænserne for F - M; spektret af de mest typiske stjerner ligner solkromosfærens spektrum; Unormalt intense fluorescerende emissionslinjer FI observeres med bølgelængder på 4046 Å, 4132 Å. Disse P.z. observeres normalt kun i diffuse tåger.

P.z. type UV Ceti - stjerner, der nogle gange oplever udbrud med en amplitude på 1 til 6 størrelsesorden. Den maksimale lysstyrke nås sekunder eller ti sekunder efter starten af ​​blussen; stjernen vender tilbage til normal lysstyrke efter et par minutter eller ti minutter. De findes både i stjernehobe og i nærheden af ​​Solen.

Nye stjerner er varme dværge, der stiger i lysstyrke med 7-15 størrelsesordener på få dage, og derefter i løbet af flere måneder eller år vender tilbage til den lysstyrke, de havde før udbruddet begyndte. Spektraldata viser, at stjernen udvikler en ekspanderende kappe, der gradvist forsvinder i rummet. I gentagne novaer gentages udbrud efter flere årtier; Det er muligt, at efter hundreder eller tusinder af år gentages udbrud af typiske novaer, hvis amplituder lysstyrkeændringer normalt er meget større.

P.z. U Tvillingstjerner er stjerner, der typisk udviser små, hurtige lysstyrkeudsving. Med en gennemsnitlig cyklus på flere tiere eller hundreder af dage udviser stjerner af denne type en stigning i lysstyrke på 2-6 størrelsesordener, og jo større, desto sjældnere forekommer blusserne. Ligesom novaer er stjerner af denne type tætte binære systemer; deres udbrud er på den ene eller anden måde forbundet med udvekslingen af ​​stof mellem komponenter på forskellige udviklingsstadier.

En separat gruppe kan omfatte stjerner, hvis lysstyrkevariabilitet skyldes inhomogen overfladelysstyrke, som et resultat af, at deres lysstyrke ændres under rotation. Denne gruppe omfatter primært stjerner af BV Draco-typen, der ligesom P.z. såsom UV Ceti, udviser lynhurtige blink, men udviser også små periodiske ændringer i lysstyrken. Tilsyneladende til samme gruppe P. z. Inkluder også magnetiske stjerner eller P.z. type α 2 jagthunde. Disse er stjerner af spektralklasse A, i hvis spektrum der observeres unormalt forstærkede linjer af silicium, strontium, krom og sjældne jordarters grundstoffer, som ændrer intensitet med samme periode som lysstyrken og magnetfeltet, som altid observeres i stjerner i denne type. Amplituden overstiger normalt ikke 0,1 størrelsesorden, og perioderne spænder fra 1 til 25 dage Variabiliteten forklares tilsyneladende af det faktum, at områder, der adskiller sig i temperatur og kemisk sammensætning, er placeret på stjernens overflade symmetrisk i forhold til den magnetiske akse, der hælder til rotationsaksen (hypotesen om "skrå rotator").

Supernovaer er ikke blevet observeret i vores galakse siden Tycho Brahes og Keplers tid, men i andre galakser opdages op til 20 af dem hvert år; i alt var over 400 af dem kendt i 1975. En supernovaeksplosion er det mest grandiose fænomen i stjernernes verden; Ved sin maksimale lysstyrke når en supernova, der bryder ud i flammer i en bestemt galakse, nogle gange den kombinerede lysstyrke af alle de andre stjerner i den galakse. Supernovaeksplosioner er forbundet med begyndelsen af ​​en stjernes kollaps efter udtømning af nukleare energikilder (se Gravitationskollaps). Efter eksplosionen bliver supernovaen til en pulsar - en neutronstjerne, der roterer med en periode på få sekunder og brøkdele af et sekund; snævert rettet elektromagnetisk stråling, der udgår fra pulsarens magnetiske poler, som ikke falder sammen med rotationsaksens poler, forårsager pulsarens observerede pulserende stråling. Indtil videre er kun én pulsar kendt, identificeret med et himmelobjekt observeret i synlige stråler - SM Taurus. Dette er resultatet af en supernovaeksplosion i 1054, som også førte til dannelsen af ​​Krabbetågen.

III. Teoretiske undersøgelser af variable stjerner

Årsager til ændringer i lysstyrken af ​​fysiske stjerner. og det sted, som disse stjerner indtager i stjerneudviklingen, udgør et tæt beslægtet sæt problemer. Tilsyneladende er variation karakteristisk for stjerner på visse stadier af deres udvikling. Af særlig betydning for forståelsen af ​​variabilitets natur er studiet af PZ. i stjernehobe (for stjerner inkluderet i hobe kan både alder og udviklingsstadium bestemmes), samt en analyse af stjernestjernens position. forskellige typer på "spektrum - lysstyrke"-diagrammet (se Hertzsprung - Russell-diagrammet).

Klynger, der indeholder hurtige uregelmæssige PZ'er, er meget unge (deres alder er 10 6 -10 7 år). I disse hobe er det kun de mest massive stjerner med betydelig lysstyrke, der har nået hovedsekvensen på Hertzsprung-Russell-diagrammet, optager dens øverste del og er almindelige stationære stjerner. For stjerner med lavere lysstyrke og masse er tyngdekraftens kompression endnu ikke afsluttet; en omfattende konvektiv zone er bevaret, hvor der forekommer uregelmæssige, voldsomme gasbevægelser, og dette er tilsyneladende forbundet med variationen i lysstyrken og spektret af unge stjerner .

En række typer af pulserende P. z. placeret på Hertzsprung-Russell-diagrammet inden for ustabilitetsbåndet, der krydser diagrammet fra røde supergiganter af spektralklasse K til hvide dværgstjerner af klasse A. Disse omfatter Cepheider, RV Tauri-stjerner, RR Lyrae og δ Skjold. I alle disse stjerner virker en enkelt variabilitetsmekanisme tilsyneladende, hvilket forårsager pulsering i deres øverste lag. Stjerner, der støder op til Hertzsprung-Russell-diagrammet, har lignende variabilitetskarakteristika (for eksempel cepheider med en flad og sfærisk komponent), men deres evolutionære historie, masser og indre struktur er skarpt forskellige.

Undersøgelse af rumlige-kinematiske karakteristika af P. z. var en af ​​de vigtigste faktorer, der førte til 40'erne. 20. århundrede til udviklingen af ​​begrebet Galaksens komponenter og stjernepopulationer (se Galaksen).

Lit.: Generelt katalog over variable stjerner, 3. udgave, bind 1-3, M., 1969-71; Pulsating Stars, M., 1970; Eruptive stars, M., 1970; Eclipsing variable stars, M., 1971; Metoder til undersøgelse af variable stjerner, M., 1971.

Yu. N. Efremov.

II Variable stjerner ("Variable stjerner")

samlinger af artikler udgivet af Astronomical Council of the USSR Academy of Sciences. Grundlagt i 1928 af Nizhny Novgorod-kredsen af ​​fysik- og astronomielskere. Siden 1946 er de udgivet i Moskva (indtil 1971 som Bulletin). Samlingerne offentliggør resultaterne af undersøgelser af variable stjerner, kvasarer, røntgenkilder og andre rumobjekter, der viser ikke-stationaritetsfænomener, samt metodologisk og teoretisk arbejde relateret til disse objekter. I begyndelsen af ​​1975 udkom 141 numre og 6 tillæg hertil.

Store sovjetiske encyklopædi. - M.: Sovjetisk encyklopædi. 1969-1978 .

VARIABLE STJERNER, stjerner med mærkbart skiftende strålingskarakteristika (lysstyrke, observeret strålingsflux, spektrum osv.). De vigtigste typer af variable stjerner: formørkende, pulserende, eksplosive (nye stjerner, tætte dobbeltstjerner, for... ... Moderne encyklopædi

En variabel stjerne er en stjerne, hvis lysstyrke ændres over tid som følge af fysiske processer, der finder sted i dens område. Strengt taget ændres lysstyrken af ​​enhver stjerne over tid til en eller anden grad. En stjerne kaldes en variabel, ændrer sig... ... Wikipedia

I Variable stjerner P. z. stjerner, hvis tilsyneladende lysstyrke svinger. Mange P.z. er ikke-stationære stjerner; Variabiliteten af ​​sådanne stjerners lysstyrke er forbundet med ændringer i deres temperatur og radius, udstrømning af stof,... ... Store sovjetiske encyklopædi

Karakteriseret ved variabel glans. Der er formørkende dobbeltstjerner og pulserende variable stjerner (cepeider) med periodiske ændringer i lysstyrke, eruptive stjerner, pulsarer og tætte dobbeltstjerner (med stofstrømmen fra én komponent... encyklopædisk ordbog

Karakteriseret ved variabel glans. Der skelnes mellem formørkende dobbeltstjerner og pulserende stjerner. (Cepheider) med periodisk ændringer i lysstyrke, eruptive stjerner, pulsarer og tætte dobbeltstjerner (med strøm af energi fra en komponent til en anden) ... Naturvidenskab. encyklopædisk ordbog

variable stjerner- astron. Stjerner, hvis tilsyneladende lysstyrke svinger... A Dictionary of Many Expressions, Vorderman Carol, Steely Craig, Quigley Claire. Om bogen Bogen introducerer det populære programmeringssprog Python, og inviterer læseren til at forstå det i praksis. For at gøre dette mere interessant giver forfatterne eksempler på interessante...

Variable stjerner

Variable stjerner er stjerner, hvis lysstyrke varierer. Stjerner er formørkende variable og fysisk variable. I det første tilfælde ændrer stjernen ikke selv sin lysstyrke; den ene stjerne dækker simpelthen den anden, mens den bevæger sig, og observatøren ser en ændring i stjernens lysstyrke. Disse stjerner omfatter Algol (stjernebilledet Perseus).

Fysiske variabler er stjerner, der ændrer deres lysstyrke over relativt korte tidsrum som følge af fysiske processer, der sker i selve stjernen. Afhængigt af arten af ​​variabilitet skelnes der mellem pulserende variable og eruptive variable, novaer og supernovaer, som er et specialtilfælde af eruptive variable, samt pulsarer og tætte dobbeltstjerner (med stofstrømmen fra en komponent til en anden). Titusindvis af fysisk variable stjerner er nu kendt.

Alle variable stjerner, inklusive formørkende variabler, har specielle betegnelser, medmindre de tidligere blev udpeget med et bogstav i det græske alfabet. De første 334 variable stjerner i hver konstellation er udpeget af rækkefølgen af ​​bogstaver i det latinske alfabet R, S, T, ..., Z, RR, RS, ... ..., RZ, SS, ST, .. ., SZ, ..., ZZ, AA, .... AZ, ..., QQ, ..., QZ med tilføjelse af navnet på den tilsvarende konstellation (f.eks. RR Lyr). Følgende variabler betegnes V 335, V 336 osv. (f.eks. V 335 Cyg)

Lad os nu overveje alle kendte klasser af fysisk variable stjerner.

Cepheider. Cepheider er fysiske variable stjerner karakteriseret ved en speciel form af deres lyskurve. Den tilsyneladende størrelse ændrer sig jævnt og periodisk over tid og svarer til en ændring i stjernens lysstyrke med flere gange (normalt fra 2 til 6). Polaris tilhører cepheiderne. Man har for længst opdaget, at den ændrer sin glans inden for ret ubetydelige grænser.

Denne klasse af stjerner er opkaldt efter en af ​​dens typiske repræsentanter - stjernen d Cephei.

Cepheider tilhører giganterne og supergiganterne i klasse F og G. Denne omstændighed gør det muligt at observere dem på store afstande, inklusive langt ud over grænserne for vores stjernesystem - Galaksen.

Perioden er et af de vigtigste kendetegn ved cepheider. For hver given stjerne er den konstant med en høj grad af nøjagtighed, men for forskellige cepheider er perioderne meget forskellige (fra en dag til flere titusinder af dage).

Samtidig med Cepheidernes tilsyneladende størrelse ændres spektret i gennemsnit inden for én spektralklasse, hvilket betyder, at ændringen i lysstyrken af ​​Cepheiderne ledsages af en ændring i deres atmosfæres temperatur med gennemsnitligt 1500°.

I spektre af cepheider blev en periodisk ændring i radiale hastigheder detekteret fra skift af spektrallinjer. Den største forskydning af linjer til den røde side sker som minimum og til blå - ved maksimal lysstyrke. Således ændrer stjernens radius sig også periodisk.

D Cephei-stjerner er unge objekter, der overvejende er placeret nær hovedplanet i vores stjernesystem - Galaksen. Cepheider fundet i kugleformede stjernehobe er ældre og lidt mindre lysende. Disse er mindre massive og derfor langsommere udviklende stjerner, der har nået Cepheidstadiet. De kaldes W Jomfru stjerner.

De beskrevne observerede træk ved Cepheider indikerer, at disse stjerners atmosfærer oplever regelmæssige pulseringer. De har derfor betingelser for at opretholde en speciel oscillerende proces på et konstant niveau i lang tid.

Perioden med mekaniske svingninger af en stjerne som Solen viser sig at være omkring tre timer. Solen udviser faktisk meget svage pulseringer med perioder på mindre end 2-3 timer. Men for at sådanne pulsationer kan nå så betydelige amplituder, som det observeres i cepheider, skal der være en bestemt mekanisme, der giver energi til disse svingninger.

Det menes i øjeblikket, at denne energi opstår på grund af stjernens udstråling, og opbygningen af ​​svingninger sker på grund af en slags ventilmekanisme, når opaciteten af ​​de ydre lag af stjernen forsinker en del af strålingen fra de indre lag.

Beregninger viser, at en sådan ventils rolle faktisk spilles af laget af stjernen, hvor helium er delvist ioniseret (mens brint og andre grundstoffer er næsten fuldstændigt ioniseret). Neutral helium er uigennemsigtig for stjernens ultraviolette stråling, som fanges og opvarmer gassen. Denne opvarmning og den resulterende ekspansion fremmer ioniseringen af ​​helium. laget bliver gennemsigtigt, strømmen af ​​udgående stråling øges. Men dette fører til afkøling og kompression, hvilket får helium til at blive neutralt igen, og hele processen gentager sig.

For at implementere denne mekanisme er det nødvendigt, at i en vis dybde under stjernens overflade, hvor tætheden allerede er ret høj, nås den temperatur, der lige er nødvendig for ionisering af helium. Dette er kun muligt for stjerner med visse effektive temperaturer, dvs. lysstyrke. Som et resultat er pulseringer kun mulige i visse stjerner.

Hvis vi antager, at der for cepheider er et eller andet forhold mellem masse og lysstyrke, så bør vi i kraft af forholdet forvente, at der eksisterer et forhold mellem periode og lysstyrke.

Tilstedeværelsen af ​​en sådan afhængighed blev etableret længe før karakteren af ​​Cepheid-pulseringer kunne belyses. Når man studerede cepheider i et af de stjernesystemer, der er tættest på os (i den lille magellanske sky), blev det bemærket, at jo mindre den tilsyneladende størrelse af cepheiden (dvs. jo lysere den ser ud), jo længere er perioden med ændring i dens lysstyrke. . Denne afhængighed viste sig at være lineær. Af det faktum, at alle de undersøgte stjerner tilhørte det samme system, fulgte det, at afstandene til dem var næsten de samme. Derfor viste den opdagede afhængighed sig samtidig at være en afhængighed mellem perioden P og den absolutte størrelse M (eller lysstyrke L) for cepheider.

Den største vanskelighed ved at bestemme nulpunktet for denne afhængighed er, at afstandene til nogen af ​​de kendte Cepheider ikke kan bestemmes trigonometrisk, og det er nødvendigt at bruge meget mindre pålidelige indirekte metoder.

Eksistensen af ​​et forhold mellem perioden og den absolutte størrelse af cepheider spiller en ekstremt vigtig rolle i astronomi: den bruges til at bestemme afstande til meget fjerne objekter, når andre metoder ikke kan bruges.

Ud over cepheider findes der flere andre typer pulserende variable stjerner. Den mest berømte blandt dem RR Lyrae stjerner, tidligere kaldt korttids-cepeider på grund af ligheden mellem deres egenskaber og almindelige cepheider. Stjerner af typen RR Lyrae er giganter af spektralklasse A. De indtager et meget snævert område på Hertzsprung-Russell-diagrammet, hvilket svarer til næsten samme lysstyrke for alle stjerner af denne type, mere end hundrede gange Solens lysstyrke. Perioderne for RR Lyrae-stjerner varierer fra 0,2 til 1,2 dage. Amplituden af ​​lysstyrkeændringen når en størrelsesorden.

En interessant type pulserende variabel er den lille gruppe b-type stjerner Cephei(eller type b Canis Majoris), der overvejende tilhører kæmper af tidlige spektrale underklasser B (i gennemsnit klasse B2-3). På Hertzsprung-Russell-diagrammet er de placeret til højre for toppen af ​​hovedsekvensen. Med hensyn til arten af ​​variabilitet og formen af ​​lyskurven ligner disse stjerner RR Lyrae-stjerner, der adskiller sig fra dem i en usædvanlig lille amplitude af ændring i størrelsesorden, ikke mere end 0,2 m. Perioderne spænder fra 3 til 6 timer, og som med cepheider observeres en afhængighed af perioden af ​​lysstyrke. Radiale hastighedskurver ser ofte ud til at variere i fase, form og amplitude.

Ud over pulserende stjerner med regelmæssige ændringer i lysstyrken findes der en række typer stjerner, hvis lyskurvemønstre ændrer sig. Blandt dem skiller sig ud RV Tauri stjerner, hvor ændringer i lysstyrke er karakteriseret ved skiftevis dybe og lavvandede minima, der forekommer med en periode på 30 til 150 dage og med en amplitude på 0,8 til 3,5 størrelser. Stjerner af typen RV Tauri tilhører spektralklasserne F, G eller K. For mange af dem vises lyse emissionslinjer i spektret nær epoken af ​​maksimum, og titanium absorptionsbånd vises nær minimum. Dette tyder på, at spektret af RV Tauri-stjerner kombinerer træk ved både tidlige spektraltyper af varme stjerner og sene kolde. RV Tauri-stjerner er et mellemled mellem cepheider og andre typer pulserende variable.

Type m Cephei stjerner tilhører spektralklassen M og kaldes røde semiregulære variable. De er nogle gange kendetegnet ved meget stærke uregelmæssigheder i ændringen i lysstyrke, der forekommer over en periode på flere tiere til flere hundrede dage.

Ved siden af ​​de semi-regulære variabler på spektrum-luminositetsdiagrammet er M klasse stjerner, hvor det ikke er muligt at detektere repeterbarhed af lysstyrkeændringer (forkerte variabler). Under dem er der stjerner med emissionslinjer i spektret, der jævnt ændrer deres lysstyrke over meget lange perioder (fra 70 til 1300 dage) og inden for meget store grænser (op til 10m). En bemærkelsesværdig repræsentant for stjerner af denne type er "omicron" (o) Ceti, eller, som det ellers kaldes, Mira (Vidunderligt). Det blev opdaget af den tyske astronom D. Fabritius. I 1596 var det synligt på himlen, forsvandt derefter og dukkede først op i 1609.

Baseret på Mira-stjernen kaldes hele denne klasse af stjerner for langtidsperiode Mira Ceti-variabler eller Miras. Mirids- pulserende stjerner, hvis lysstyrke ændres på grund af størrelsesudsving. Disse stjerners spektre indeholder altid emissionslinjer af brint (højst) eller metaller (før minimum). Periodelængden af ​​langtidsvariable stjerner svinger omkring gennemsnitsværdien, der spænder fra 10 % i begge retninger.

De betragtede grupper af pulserende variable danner en enkelt sekvens af stjerner med en stigende varighed af pulsationsperioden (eller cyklussen). Denne sekvens er især tydelig, hvis vi tager højde for antallet af stjerner af forskellige typer med en given periodeværdi indeholdt i et bestemt rumfang. De fleste pulserende variabler har perioder tæt på værdier på 0d.2 (RR Lyrae-type), 0d.5 og 5d ​​(Cepheider), 15d (en type Cepheid - W Jomfru-stjerner), l00d (semi-regulære) og 300d ( langtidsvariable). Alle disse stjerner
tilhører kæmper, dvs. ifølge moderne ideer om udviklingen af ​​stjerner, til objekter, der har passeret stadiet med at være på hovedsekvensen.

Den videre udviklingsvej svarer til en bevægelse til højre på Hertzsprung-Russell-diagrammet. I dette tilfælde skal alle øvre hovedsekvensstjerner krydse den ovenfor nævnte ustabilitetsstribe, men massive stjerner krydser den to gange og bliver der længere.

Ud over den ustabilitet, der er karakteristisk for cepheider, kan der være andre områder med ustabilitet i Hertzsprung-Russell-diagrammet, svarende til andre pulserende variable. Pulsationer er således højst sandsynligt et naturligt fænomen, der adskiller nogle stadier af stjernernes udvikling.

Blandt stjerner med lavere lysstyrke (dværge) er der også variabler af forskellige typer, hvis samlede kendte antal er cirka 10 gange mindre end antallet af pulserende kæmper. Alle viser deres variabilitet i form af gentagne udbrud, hvilket kan forklares med forskellige typer af emissioner af stof - udbrud. Derfor kaldes hele denne gruppe af stjerner sammen med nye stjerner eruptive variable.

Man skal dog huske på, at stjerner af den mest varierede natur viste sig at være her, både dem i de tidlige stadier af deres udvikling og dem, der fuldender deres livsbane.

De yngste stjerner, som tilsyneladende endnu ikke har afsluttet processen med gravitationel kompression, bør overvejes T Tauri variabler(T Tau). Disse er dværge af spektralklasser, oftest F-G, med emissionslinjer i spektret, der minder om solkromosfærens lyse linjer. De findes i stort antal, for eksempel i Oriontågen.

Meget lig dem RW Auriga stjerner(RW Aur), der tilhører spektralklasser fra B til M. For alle disse stjerner sker ændringen i lysstyrke så uregelmæssigt, at der ikke kan etableres noget mønster. Kaotiske ændringer i lysstyrken kan forekomme med amplituder, der når 3m, og nogle gange op til 1m i løbet af en time.

T Tauri-stjerner findes oftest i grupper, især i store gas- og støvtåger. Små lyse tåger observeres også direkte omkring disse stjerner selv, hvilket indikerer eksistensen af ​​omfattende gasformige hylstre. Bevægelsen af ​​stof i disse skaller, forbundet med processen med gravitationel kompression af stjernen, er tilsyneladende årsagen til dens kaotiske variation. Det følger heraf, at T Tauri-stjerner er de yngste formationer, der allerede kan betragtes som stjerner. Endnu yngre genstande er kendt - kilder til infrarød stråling. Men det er ikke stjerner endnu, men gas- og støvskyer, der komprimeres til præstellære kroppe (protostjerner).

Flare stjerner som UV Ceti findes altid i områder, hvor der er T Tauri-variable. Disse er dværge af spektralklasserne K og M. Emissionslinjer for calcium og hydrogen observeres også i deres spektrum. De er kendetegnet ved den ekstraordinære hastighed for stigning i lysstyrke under episodiske udbrud: på mindre end et minut kan strålingsfluxen stige titusinder af gange. Herefter vender den tilbage til sit oprindelige niveau inden for en halv time eller en time. Under en flare øges lysstyrken af ​​emissionslinjerne også. Fænomenets natur minder stærkt om et kromosfærisk soludbrud, dog forskelligt i en meget større skala. Stjerner som UV Ceti er højst sandsynligt i de sidste stadier af gravitationskompression.

Vær typestjerner. Massive, hurtigt udviklende stjerner er meget sværere at fange i de tidlige stadier af deres udvikling. Men blandt varme klasse B-stjerner, som overvejende er hurtigt roterende, er der ofte stjerner med emissionslinjer, der tilhører brint, nogle gange helium og andre grundstoffer. Som regel har sådanne stjerner variable spektre og ændrer lysstyrken med 0,1 m-0,2 m, og disse ændringer er uregelmæssige og er tilsyneladende forbundet med udstrømning af stof forårsaget af hurtig rotation. Massen af ​​Be-stjerner er omkring 10M¤. Tilsyneladende er disse unge genstande, der er på vej op for nylig.

Wolf-Rayet stjerner(benævnt WR) danner en lille gruppe stjerner, der hører til de lyseste objekter i vores galakse. I gennemsnit er deres absolutte størrelse -4m, og deres samlede kendte antal overstiger ikke 200. Spektrene for stjerner af WR-typen består af brede lyse linjer, der tilhører atomer og ioner med høje ioniseringspotentialer (H, 1 He, 2 He, 3 C, 3 N , 3 O osv.), overlejret på en stærk kontinuerlig baggrund. Udseendet af spektrallinjerne indikerer udvidelsen af ​​skallerne, der omgiver disse stjerner, hvilket sker med acceleration. Den energi, der udsendes i ledningerne, er sammenlignelig med energien i det kontinuerlige spektrum. Dens kilde er kraftig ultraviolet stråling fra en meget varm stjerne, hvis effektive temperatur når 100.000 K! Det lette tryk af en sådan varm stråling er tilsyneladende årsagen til den observerede accelererede bevægelse af atomer i atmosfæren af ​​stjerner af WR-typen. Ligesom Be-stjerner er disse unge objekter, ofte binære systemer.

Sammen med kompressions- eller ekspansionsprocesserne kan en stjernes lysstyrke ændre sig på grund af dannelsen af ​​mørke og lyse pletter på overfladen. Stjernen drejer rundt om en akse og vender sig mod observatøren enten med sin lyse eller mørke side. På nogle stjerner optager mørke pletter store områder, så variationen bliver mærkbar. På Solen stiger antallet af mørke pletter også periodisk. Det er blevet fastslået, at når mørke pletter på Solens synlige skive passerer igennem, når mindre lys Jorden. Så Solen kan betragtes som en plettet variabel stjerne.

Nye stjerner. Udtrykket "ny" stjerne betyder slet ikke udseendet af en nyligt opstået stjerne, men afspejler kun et vist stadium af variabilitet af nogle stjerner. Nye stjerner kaldes eruptive variable stjerner af en speciel type, hvor der mindst én gang blev observeret en pludselig og skarp stigning i lysstyrken (flare) på mindst 7-8 størrelsesorden. Oftest falder den tilsyneladende størrelse med 10m-13m under en flare, hvilket svarer til en stigning i lysstyrken med titusinder og hundredtusindvis af gange. I gennemsnit når den absolutte størrelse maksimalt 8,5m. Efter udbruddet er novaer meget varme dværge. I den maksimale fase af blusset ligner de supergiganter af spektralklasser A-F.

Som observationer viser, blusser omkring hundrede nye stjerner op i vores galakse hvert år.

Hvis udbruddet af den samme nova blev observeret mindst to gange, kaldes en sådan nova en gentagelse. Gentagne novaer øger som regel deres lysstyrke noget mindre end typiske novaer.

Efter et udbrud udviser nye stjerner ofte svag variabilitet.

Nye stjerners lyskurver har en særlig form, som gør det muligt at opdele alle fænomener i flere stadier. Den indledende stigning i lysstyrken sker meget hurtigt (2-3 dage), men kort før maksimum aftager stigningen i lysstyrken noget (den endelige stigning). Efter maksimum er der et fald i lysstyrken, der varer i årevis. Faldet i lysstyrke over de første tre størrelser er normalt jævnt. Nogle gange observeres sekundære maksima. Derefter følger et overgangstrin, kendetegnet ved enten et jævnt fald i lysstyrken med yderligere tre størrelser, eller dets fluktuationer. Nogle gange er der et kraftigt fald i lysstyrken efterfulgt af en langsom tilbagevenden til dens tidligere værdi. Det sidste fald i lysstyrke sker ganske jævnt. Som et resultat får stjernen samme lysstyrke som før udbruddet.

Det beskrevne billede af ændringen i novaens lysstyrke viser, at der under udbruddet sker en pludselig eksplosion forårsaget af ustabilitet, der er opstået i stjernen. Ifølge forskellige hypoteser kan denne ustabilitet opstå i nogle varme stjerner som følge af interne processer, der bestemmer frigivelsen af ​​energi i stjernen, eller på grund af påvirkning af nogle eksterne faktorer.

En mulig årsag til en nova-eksplosion er udvekslingen af ​​stof mellem komponenterne i tætte binære systemer, som alle sådanne stjerner tilhører. I et par er den ene stjerne normalt en hovedsekvensstjerne, den anden er en hvid dværg. En normal stjerne er meget deformeret af indflydelsen fra en hvid dværg. Plasma fra den begynder at strømme ind på den hvide dværg og danner en lysende skive omkring den. Når stof falder ned på den hvide dværg, dannes et lag af gas med høj temperatur og tæthed, og protonkollisioner forårsager en termonuklear reaktion. Det er denne termonukleare eksplosion på overfladen af ​​den hvide dværg, der fører til frigivelsen af ​​den akkumulerede skal. Observatøren ser skallens skær som udbruddet af en ny stjerne. Den samlede mængde energi, der frigives under et nova-udbrud, overstiger 10 45 -10 46 erg. Solen udsender så meget energi gennem titusinder af år! Alligevel er dette betydeligt mindre end stjernens samlede termonukleare energireserver. På dette grundlag menes det, at eksplosionen af ​​en ny stjerne ikke er ledsaget af en ændring i dens overordnede struktur, men kun påvirker overfladelagene.

Konsekvensen af ​​opvarmningen af ​​gassen, der opstår som følge af eksplosionen, er udstødningen af ​​stof fra stjernen, hvilket fører til adskillelse af dens ydre lag - en skal med en masse på 10 -4 -10 -5 M¤. Denne skal udvides med en enorm hastighed fra flere hundrede til 1500-2000 km/sek. Stjernen kaster den hurtigt ud og danner som et resultat en tåge omkring sig selv. Udvidende gaståger er blevet opdaget i næsten alle de novaer, der er tættest på os.

I de første stadier af udbruddet, når skallens radius øges hundredvis af gange som følge af ekspansion, falder tætheden og temperaturen af ​​stjernens ydre lag. Til at begynde med får en varm O-klassestjerne et klasse A-F-spektrum. Men på trods af afkølingen stiger stjernens samlede lysstyrke hurtigt på grund af den kraftige glød fra gasser og en stigning i hylsterets radius. Derfor har den nye stjerne kort før maksimum spektret som en supergigant.

På dette stadium har novaens spektrum alle de egenskaber, der er iboende i supergiganter af klasse A eller F (smalle linjer, blandt hvilke brintlinjer skiller sig ud). Et vigtigt træk ved dette spektrum, kaldet præmaksimalt, er imidlertid et stærkt skift af absorptionslinjer til den violette side, svarende til det emitterende stofs tilgang til os med en hastighed på flere titusinder eller hundreder af kilometer i sekundet. På dette tidspunkt sker udvidelsen af ​​den tætte skal, som den nye har på dette tidspunkt.

Ved maksimum ændres spektrets form kraftigt. Det såkaldte hovedspektrum dukker op. Dens linjer forskydes mod violet med en mængde svarende til en ekspansionshastighed på omkring 1000 km/sek. Årsagen til denne ændring i spektret skyldes, at når den udvider sig, bliver skallen tyndere og derfor mere gennemsigtig. Derfor bliver dens dybere lag synlige, som bevæger sig meget hurtigere. Umiddelbart efter det maksimale vises lyse, meget brede emissionslinjer i novaens spektrum, i form af bånd, der hovedsageligt tilhører brint, jern og titanium. Hvert af disse bånd optager hele spektrumintervallet fra den tilsvarende blåforskudte absorptionslinje i hovedspektret til den uforskudte position af den samme linje. Det betyder, at skallen allerede er blevet så sjælden, at dens forskellige lag er synlige og har alle mulige hastigheder.

Når dette fald i lysstyrke er omkring 1 m, fremkommer et diffust gnistspektrum, bestående af meget diffuse absorptionslinjer af brint og ioniserede metaller, samt specifikke lyse bånd. Det diffuse gnist-spektrum er overlejret på det primære, og det øges gradvist i intensitet. Efterfølgende tilføjes det såkaldte Orion-spektrum, der er karakteristisk for varme klasse B-stjerner. Forekomsten af ​​diffuse gnister og derefter Orion-spektre indikerer, at stof udstødes af stjernen med stigende hastighed gradvist fra dybere og varmere lag.

Ved begyndelsen af ​​overgangsstadiet forsvinder det diffuse gnistspektrum, og orionerne når deres højeste intensitet. Efter at sidstnævnte også forsvinder, på baggrund af det kontinuerlige spektrum af novaen, krydset af brede absorptionsbånd, vises emissionslinjer observeret i spektrene af fortærrede gaståger (tågestadiet) og intensiveres gradvist. Dette indikerer en endnu stærkere sjældenhed af skalstoffet.

Supernovaer. Supernovaer er stjerner, der blusser op som novaer og når en maksimal absolut størrelse på -18m til -19m og endda -21m. Lysstyrken stiger med mere end 19m, altså titusinder af gange. Den samlede energi, der udsendes af en supernova under udbruddet, overstiger 10 48 -10 49 erg, hvilket er tusindvis af gange mere end for novaer.

Supernovaer dannes som et resultat af en stjernes eksplosion, når det meste af dens masse flyver væk med hastigheder på op til 10.000 km/sek., og resten kollapser til en supertæt neutronstjerne.

Omkring 60 supernovaeksplosioner i andre galakser er blevet fotografisk optaget, og ofte har deres lysstyrke vist sig at være sammenlignelig med den integrerede lysstyrke i hele den galakse, hvor eksplosionen fandt sted. Supernovaer er de sidste stadier af livet for stjerner, hvis masse er 8-10 gange større end Solen; de føder neutronstjerner og beriger det interstellare medium med tunge grundstoffer.

Baseret på beskrivelser af tidligere observationer foretaget med det blotte øje, var det muligt at fastslå flere tilfælde af supernovaeksplosioner i vores galakse. Den mest interessante af dem er Supernovaen fra 1054, nævnt i krønikerne, som brød ud i stjernebilledet Tyren og blev observeret af kinesiske og japanske astronomer i form af en pludselig opstået "gæstestjerne", som virkede lysere end Venus og var synlig selv om dagen.

En anden observation af et lignende fænomen i 1572 blev beskrevet meget mere detaljeret af den danske astronom Tycho Brahe. Den pludselige optræden af ​​en "ny" stjerne i stjernebilledet Cassiopeia blev bemærket. Inden for et par dage begyndte denne stjerne, der hurtigt øgede sin lysstyrke, at virke lysere end Venus.

Snart begyndte dens stråling gradvist at svækkes, og henfaldet blev ledsaget af fluktuationer i intensitet og små opblussen. Efter to år var det ikke længere synligt med det blotte øje.

I 1604 blev en supernovaeksplosion observeret af Kepler i stjernebilledet Ophiuchus. Selvom dette fænomen ligner et almindeligt nova-udbrud, adskiller det sig fra det i sin skala, glatte og langsomt skiftende lyskurve og spektrum.

Baseret på arten af ​​spektret nær den maksimale epoke skelnes der mellem to typer supernovaer.

Type I supernovaer nær maksimum har et kontinuerligt spektrum, hvor ingen linjer er synlige. Senere opstår der meget brede emissionsbånd, hvis position ikke falder sammen med nogen kendte spektrallinjer. Bredden af ​​disse bånd svarer til udvidelsen af ​​gasser ved hastigheder på op til 6000 km/s. Intensiteten, strukturen og placeringen af ​​båndene ændrer sig ofte over tid. Seks måneder efter maksimum vises bånd, der kan identificeres med spektret af neutral oxygen.

Type II supernovaer har en lidt lavere lysstyrke ved maksimum end type I supernovaer. Deres spektre er kendetegnet ved øget ultraviolet luminescens. Som i almindelige novaes spektre indeholder de absorptions- og emissionslinjer identificeret med brint, ioniseret nitrogen og andre grundstoffer.

Af stor interesse er hurtigt ekspanderende gaståger, som i flere tilfælde er blevet opdaget på stedet for type I supernovaer. Den mest bemærkelsesværdige af dem er den berømte Krabbetåge i stjernebilledet Tyren. Formen på emissionslinjerne for denne tåge indikerer dens ekspansion med en hastighed på omkring 1000 km/s. De nuværende dimensioner af tågen er sådan, at udvidelsen med denne hastighed ikke kunne være begyndt for mere end 900 år siden, dvs. netop i æraen af ​​Supernova-eksplosionen i 1054. Sammenfaldet i tid og placering af Krabbetågen med "gæstestjernen" beskrevet i de kinesiske annaler antyder muligheden for, at tågen i stjernebilledet Tyren er resultatet af en supernovaeksplosion.

Krabbetågen har en række bemærkelsesværdige egenskaber:

1) mere end 80 % af synlig stråling er i det kontinuerlige spektrum;

2) i hvidt lys har det et amorft udseende;

3) det sædvanlige emissionsspektrum for tåger med linjer af ioniserede metaller og brint (sidstnævnte svagere) udsendes af individuelle filamenter;

4) strålingen er polariseret, næsten fuldstændig i nogle områder af tågen;

5) Krabbetågen er en af ​​de mest kraftfulde kilder til radioemission i vores galakse.

En mulig forklaring på disse interessante træk ved Krabbetågen er følgende. Under Supernova-eksplosionen i 1054 begyndte frie elektroner med enorme kinetiske energier (relativistiske elektroner) at dukke op i stort antal. De bevæger sig med hastigheder tæt på lysets hastighed. Processerne med så stærk partikelacceleration fortsætter den dag i dag. Kontinuerlig stråling, både i det synlige område af spektret og i radioområdet, opstår på grund af decelerationen af ​​relativistiske elektroner, når de bevæger sig i en spiral rundt om linjerne af svage magnetfelter. Sådan stråling skal polariseres, hvilket faktisk observeres.

Svage tåger og kilder til radioemission af varierende kraft er også blevet opdaget på steder med eksplosioner af andre supernovaer i vores galakse.

Indtil for nylig forblev det fuldstændig uklart, hvordan en konstant tilstrømning af nye relativistiske elektroner opstår i Krabbetågen, på trods af at supernovaeksplosionen for længst er afsluttet. Spørgsmålet begyndte først at blive klarere, efter at helt nye genstande blev opdaget.

Pulsarer. I august 1967, i Cambridge (England), blev kosmisk radioemission optaget fra punktkilder i form af klart på hinanden følgende klare impulser. Varigheden af ​​en individuel puls fra sådanne kilder varierer fra flere millisekunder til flere tiendedele af et sekund. Pulsernes skarphed og den ekstraordinære korrekthed af deres gentagelser gør det muligt med meget høj nøjagtighed at bestemme pulsationsperioderne for disse objekter, kaldet pulsarer. Perioden for en af ​​pulsarerne er 1,337301133 s, mens de andre har perioder fra 0,03 til 4 s. I øjeblikket kendes omkring 200 pulsarer. Alle af dem producerer højpolariseret radioemission over et bredt spektrum af bølgelængder, hvis intensitet stiger stejlt med stigende bølgelængde. Det betyder, at strålingen er ikke-termisk af natur. Det var muligt at bestemme afstandene til mange pulsarer, som viste sig at være i området fra hundreder til tusindvis af parsecs. Der er således tale om relativt tætte objekter, som åbenlyst hører til vores galakse.

Den mest bemærkelsesværdige pulsar, normalt betegnet NP 0531, matcher nøjagtigt en af ​​stjernerne i centrum af Krabbetågen. Særlige observationer har vist, at den optiske stråling af denne stjerne også ændrer sig med samme periode. I en puls når stjernen 13m, og mellem pulserne er den ikke synlig. Røntgenstråling fra denne kilde oplever også de samme pulseringer, hvis effekt er 100 gange højere end styrken af ​​optisk stråling.

Sammenfaldet af en af ​​pulsarerne med centrum for en så usædvanlig formation som Krabbetågen antyder, at det netop er de objekter, som supernovaer vender sig ind i efter udbrud. Ifølge moderne koncepter er en supernovaeksplosion forbundet med frigivelsen af ​​en enorm mængde energi under dens overgang til en supertæt tilstand, efter at alle mulige nukleare energikilder er opbrugt.

For tilstrækkeligt massive stjerner er den mest stabile tilstand sammensmeltningen af ​​protoner og elektroner til neutroner og dannelsen af ​​en såkaldt neutronstjerne. Hvis supernovaeksplosioner faktisk resulterer i dannelsen af ​​sådanne objekter, så er det meget muligt, at pulsarer er neutronstjerner. I dette tilfælde skulle de med en masse i størrelsesordenen 2M¤ have radier på omkring 10 km. Når den komprimeres til sådanne størrelser, bliver stoffets tæthed højere end nuklear (op til 10 6 t/cm 3), og stjernens rotation accelererer på grund af loven om bevarelse af impulsmomentet til flere titusvis af omdrejninger pr. . På overfladen af ​​en neutronstjerne henfalder neutroner til protoner og elektroner. Det stærke felt accelererer elektronerne til hastigheder tæt på lysets hastighed, og de flyver ud i det ydre rum. Elektroner forlader kun stjernen i områderne af de magnetiske poler, hvor magnetiske feltlinjer strækker sig udad. Hvis stjernens magnetiske akse ikke falder sammen med rotationsaksen, vil strålingsstrålerne rotere med en periode svarende til stjernens rotationsperiode. Så navnet pulsar er ikke helt korrekt: Stjerner pulserer ikke, men roterer.

Nogle pulsarer har vist sig at have en langsom stigning i perioder (fordobling hvert 10 3 -10 7 år), tilsyneladende forårsaget af den hæmmende påvirkning af magnetfeltet, der er forbundet med pulsaren, som et resultat af hvilket rotationsenergi omdannes til stråling. Sammen med dette blev der observeret pludselige fald i perioder, hvilket muligvis afspejler en skarp omstrukturering af stjernens overflade, som nogle gange opstår, mens den afkøles.

Ud over radiopulsarer er der opdaget såkaldte pulsarer. pulsarer observeret kun i røntgen- eller gammastråleområder; de har perioder fra flere til hundredvis af sekunder og er en del af tætte binære stjernesystemer. Kilden til energien til deres stråling, ifølge moderne koncepter, er gravitationsenergi, der frigives under tilvæksten af ​​stof, der strømmer fra en nabo-normalstjerne til en neutronstjerne eller et sort hul.

Meget interessante variable stjerner er pulsarlignende kilder til røntgenstråling. Nogle af dem er faktisk pulsarer, andre er rester af supernovaeksplosioner. I dette tilfælde er årsagen til gløden den termiske stråling af en gas opvarmet til en temperatur på flere millioner grader.

Men hovedparten af ​​galaktiske kilder til røntgenstråling tilhører en særlig klasse af objekter af stjernenatur, som ofte kaldes røntgenstjerner. Den mest bemærkelsesværdige typiske repræsentant for dem er den nævnte kilde Scorpio X-1. Af de konstant udsendende viste det sig at være den lyseste: i intervallet 1-10 Aring; Strålingsfluxen fra den er i gennemsnit 3 10 -7 erg/cm 2, dvs. samme mængde som en 7m stjerne giver i det optiske område. Dens røntgenlysstyrke når 10 37 erg/s, hvilket er tusindvis af gange større end Solens bolometriske lysstyrke.

Et vigtigt træk ved røntgenstjerner er variationen af ​​deres stråling. Ved kilden Scorpius X-1, identificeret med en variabel stjerne 12-13m, er variationer i røntgenstrømmen og optisk stråling på ingen måde relateret til hinanden. I flere dage kan begge opleve udsving inden for 20 %, hvorefter den aktive fase begynder - udbrud af flere timers varighed, hvor strømmene ændres 2-3 gange. I dette tilfælde observeres nogle gange en signifikant ændring i strålingsniveauet over et tidsrum af størrelsesordenen 10 -3 sek, således at kildens størrelse ikke kan overstige 0,001 lyssekunder (bestemt analogt med et lysår), dvs. 300 km. Dette tyder på, at kilderne til røntgenstrålingen må være usædvanligt kompakte objekter, måske som neutronstjerner, som i tilfældet med pulsarer, som nogle røntgenstjerner er blevet identificeret med.

En række røntgenstjerner, for eksempel Hercules X-1 og Centauri X-3, har vist sig at have strenge periodicitet i variationer i røntgenstrømmen, hvilket beviser, at kilden er en komponent i et binært system. Mere end et dusin kilder er blevet identificeret med stjerner, hvis variation indikerer deres tilhørsforhold til tætte binære systemer. Følgelig er røntgenstjerner højst sandsynligt tætte binære systemer, hvor en af ​​komponenterne er en optisk stjerne, og den anden er et kompakt objekt i den sidste fase af dens udvikling. Oftest antages det, at det er en neutronstjerne, selvom muligheden for en hvid dværg eller endda et sort hul i nogle tilfælde ikke kan udelukkes.

Årsagen til fremkomsten af ​​kraftig røntgenstråling skulle være faldet af skyer og gasstråler, der strømmer fra den optiske komponent af et tæt binært system til et kompakt objekt (for eksempel en neutronstjerne). I tilfælde af en ekstremt kompakt neutronstjerne kan hastigheden af ​​faldende gasser i denne proces, kaldet tilvækst, nå op på 100.000 km/s, dvs. en tredjedel af lysets hastighed! Når man falder ned på en neutronstjerne, vil gassens kinetiske energi blive omdannet til røntgenstråler. Neutronstjernens stærke magnetfelter spiller her en vigtig rolle.

Ud over konstant observerede kilder til røntgenstråling, opdages op til et dusin flammende objekter årligt, fænomenets natur minder om nye stjerner. Lysstyrken af ​​sådanne nova-lignende røntgenkilder stiger hurtigt inden for få dage. Inden for 1-2 måneder kan de vise sig at være de lyseste områder på "røntgenhimlen", nogle gange flere gange større i strålingsflux end den lyseste permanente kilde Scorpio X-1. Nogle af dem viser sig at være røntgenpulsarer under opblussen, karakteriseret ved meget lange perioder (op til 7 minutter). Arten af ​​disse objekter, såvel som deres mulige forbindelse med nye stjerner, er endnu ikke kendt.

I fjerne gamle tider vendte folk ofte blikket mod stjernerne. Filosoffer og astrologer, præster og vismænd studerede denne mystiske verden. Hvordan tror du, vi kender så mange konstellationer? Selv i oldtiden bemærkede folk, at stjernehimlen er næsten uændret, og stjernerne selv ændrer ikke deres glans. Sådan begyndte vores forfædre at tro, at den himmelske verden er uforanderlig, men vores jordiske verden ændrer sig konstant. Det er sandsynligvis derfor, at alle guder i alle religioner og verdensanskuelser levede enten på himlen eller i stjernebillederne. Mægtige dyr, mytiske helte og konger blev udødeliggjort i stjernebillederne. Men nogle gange dukkede "indtrængende" op, disse er meget klare stjerner, der pludselig blussede op og derefter, efter en vis periode, forsvandt. Det var nye stjerner. Og dette fænomen var ikke så hyppigt. Og videnskabsmænd fra den tid kaldte dem ikke ægte. Det, der i gamle dage blev kaldt novaer, er nu klassificeret som en af ​​to vigtige typer variabler: novaer eller supernovaer. Indtil 1500-tallet. Forskere kendte ikke til andre variable stjerner. Der er dog en legende om, at navnet på Perseus-stjernen - Algol (arabisk - "djævelens stjerne") - dukkede op på grund af dens variation, der angiveligt blev bemærket af de gamle arabere (og velkendt i dag).

I 1596 opdagede den tyske astronom David Fabricius en ny stjerne af 2. størrelsesorden i stjernebilledet Cetus. Han så den et stykke tid, og som sædvanlig forsvandt den nye sporløst. Men uventet fandt Fabricius hende i 1609 i himlen igen! Sådan blev en variabel stjerne opdaget for første gang, som i høj grad ændrede dens lysstyrke: Nogle gange blev den usynlig for det blotte øje, nogle gange blussede den op igen, men forsvandt ikke for altid. Det er interessant, at i intervallet mellem de to opdagelser af Fabricius, i 1603, blev denne stjerne observeret af en anden tysk astronom Johann Bayer, forfatteren til det første komplette stjerneatlas på himlen. Han lagde ikke mærke til variationen, men han satte stjernen på kortet over sit atlas under navnet Omicron Ceti. Dens andet navn er Mira Whale, eller blot Mira (latin for "fantastisk").

Så, variable stjerner- det er stjerner, hvis lysstyrke ændres. Indtil nu er astronomerne ikke nået til enighed om, hvilken minimal ændring i lysstyrke, der er nok til at klassificere en stjerne som en given klasse. Derfor omfatter kataloger over variable stjerner alle stjerner, for hvilke selv meget små udsving i lysstyrke er blevet pålideligt detekteret. Nu i vores galakse er flere titusinder af variable stjerner kendt (det er bemærkelsesværdigt, at omkring 10 tusinde af dem blev opdaget af en person - den tyske astronom Kuno Hofmeister), og dette antal vokser meget hurtigt takket være moderne nøjagtige observationsmetoder. Antallet af variable stjerner opdaget i andre galakser når titusinder.
Hovedtyper af variable stjerner

Variable stjerner adskiller sig i masse, størrelse, alder, årsager til variabilitet og er opdelt i flere store grupper. En af dem - pulserende stjerner, hvis lysstyrke ændres på grund af størrelsesudsving. Stjernerne tilhører dem ligesom Mira, eller verdener, er røde kæmper, der ændrer lysstyrken med flere størrelser med perioder i gennemsnit fra flere måneder til halvandet år. Blandt de pulserende stjerner er meget interessante Cepheider, opkaldt efter en af ​​de første åbne variabler af denne type - Cepheus. Cepheider- disse er stjerner med høj lysstyrke og moderat temperatur (gule supergiganter). I løbet af evolutionen fik de en særlig struktur i en vis dybde, et lag dukkede op, der akkumulerer energi, der kommer fra dybet og derefter frigiver det igen. Stjernen trækker sig med jævne mellemrum sammen, opvarmes og udvider sig og afkøles. Derfor absorberes strålingsenergien enten af ​​stjernegassen, ioniserer den eller frigives igen, når ionerne, mens gassen afkøles, fanger elektroner og udsender lyskvanter. Som et resultat ændres lysstyrken af ​​Cepheid som regel flere gange med en periode på flere dage. Fysikken bag Cepheid-pulseringer blev først med succes forklaret i 50'erne. Den sovjetiske videnskabsmand S. A. Zhevakin.

Cepheider spiller en særlig rolle i astronomi. I 1908 bemærkede den amerikanske astronom Henrietta Leavitt, som studerede cepheider i en af ​​de nærliggende galakser, Den Lille Magellanske Sky, at disse stjerner viste sig at være lysere, jo længere periode med ændringer i deres lysstyrke var. Den lille magellanske skys størrelse er lille sammenlignet med dens afstand, hvilket betyder, at forskelle i tilsyneladende lysstyrke afspejler forskelle i lysstyrke. Takket være det periode-lysstyrkeforhold, Leavitt fandt, er det nemt at beregne afstanden til hver Cepheid ved at måle dens gennemsnitlige lysstyrke og variabilitetsperiode. Og da supergiganter er tydeligt synlige, kan Cepheider bruges til at bestemme afstande selv til relativt fjerne galakser, hvor de er observeret. Der er en anden grund til cepheidernes særlige rolle. I 60'erne Den sovjetiske astronom Yuri Nikolaevich Efremov fandt ud af, at jo længere Cepheid-perioden var, jo yngre denne stjerne. Ved at bruge periode-alder forholdet er det ikke svært at bestemme alderen på hver Cepheid. Ved at udvælge stjerner med maksimale perioder og studere de stjernegrupper, de tilhører, udforsker astronomer de yngste strukturer i galaksen.

Cepheider, mere end andre pulserende stjerner, fortjener navnet periodiske variabler. Hver efterfølgende cyklus af lysstyrkeændringer gentager normalt meget nøjagtigt den foregående. Der er dog undtagelser, den mest berømte af dem er Nordstjernen. Det har længe været opdaget, at det tilhører cepheiderne, selvom det ændrer sin lysstyrke inden for ret ubetydelige grænser. Men i de seneste årtier begyndte disse udsving at falme, og i midten af ​​90'erne. Nordstjernen er praktisk talt holdt op med at pulsere. Om det bliver for evigt - det vil fremtiden vise.

Ud over Cepheider og Miraer findes der mange andre typer pulserende stjerner. Nogle af dem, i modsætning til cepheiderne, tilhører de ældste repræsentanter for stjernepopulationen. Altså pulserende variable type RR Lyra findes i overflod i kugleformede stjernehobe, som er over 12 milliarder år gamle.

En pulserende stjerne ligner i en vis forstand et oscillerende fjederpendul: analogen til en fjeders stivhed er den gennemsnitlige tæthed af stjernens stof. Stjerner udvikler sig: deres størrelser ændrer sig, og som følge heraf ændres deres gennemsnitlige tæthed. Alt dette afspejles i oscillationsfrekvensen af ​​"stjernefjederen". Ved systematisk at måle lysstyrken af ​​en pulserende stjerne er det ikke svært at bestemme oscillationsperioden med høj nøjagtighed. Ved at ændre perioden kan du forstå, hvilken fase stjernen gennemgår.

Det er ikke kun pulserende variabler, der tiltrækker astrofysikernes tætte opmærksomhed. Såkaldt eksplosiv(eller kataklysmisk) stjerner er et eksempel på komplekse processer i binære stjernesystemer, hvor afstanden mellem komponenterne ikke er meget større end deres størrelse. Som et resultat af vekselvirkningen mellem komponenterne begynder stof fra overfladelagene af den mindre tætte stjerne at strømme til den anden stjerne. I de fleste eksplosive variabler er stjernen, som gassen strømmer til, en hvid dværg. Hvis der ophobes meget stof på dens overflade, og termonukleære reaktioner begynder brat, så observeres et nova-udbrud. I det synlige område af spektret stiger lysstyrken med mindst 6 størrelser, og nogle gange meget mere (nova V 1500 Cygni, der blussede op i 1975, øgede sin lysstyrke med omkring 19 størrelsesordener!). Den samlede varighed af det nye udbrud er omkring et år eller mere.

Men selv uden sådanne voldsomme processer kan et tæt binært system være en interessant variabel stjerne. Det flydende stof falder ikke umiddelbart ned på overfladen af ​​den hvide dværg. Hvis den ikke har et stærkt magnetfelt, danner gassen en skive omkring den hvide dværg. Denne skive er ustabil, som et resultat af hvilket stjernen kan opleve udbrud, kun mindre i skala end nye og af meget kortere varighed (normalt flere dage fra antændelse til udryddelse). Sådanne variable kaldes dværg novaer eller U-type variable tvillinger. Hvis en hvid dværg har et stærkt magnetfelt, falder stof ned på stjernen i området af polerne, og arten af ​​variabilitet bliver endnu mere kompleks.

Selvom det udadtil ligner et nova-udbrud, har fænomenet en supernova en helt anden karakter: Det er sandsynligvis et af de sidste stadier i en stjernes liv, når den trækker sig sammen på en katastrofal måde, efter at have mistet sine vigtigste kilder til termonuklear energi.

Hvis et binært system som en nova eller dværgnova indeholder en neutronstjerne eller sort hul i stedet for en hvid dværg, kan systemet også observeres som en variabel stjerne, og det vil samtidig være en stærk kilde til røntgenstråling . Efter at have opdaget en ny røntgenkilde finder astronomer ofte en optisk variabel stjerne i samme område af himlen, og så er de i stand til at bevise, at det er denne variable stjerne, der udsender røntgenstråler. Ved at studere hvide dværge, neutronstjerner og sorte huller i variable stjernesystemer studerer astrofysikere stof i tilstande, der ikke kan reproduceres i et fysiklaboratorium.

En særlig gruppe af variabler er de yngste stjerner, som er dannet relativt nylig (på en kosmisk skala) i områder med koncentration af interstellar gas. Sådanne stjerner blev først opdaget i det 19. århundrede. Den russiske astronom Otto Vasilyevich Struve i et enormt kompleks omkring Oriontågen, hvorfor de begyndte at blive kaldt Orion variabler. De kaldes ofte T Tauri variabler, ifølge en af ​​de kendte unge variable stjerner. Orion-variabler ændrer ofte lysstyrken på en tilfældig måde, men nogle gange viser de også tegn på periodicitet forbundet med rotation omkring deres akse.

Vi kender kun to eller tre dusin stjerner, der tilhører interessante type R af den nordlige krone, et karakteristisk træk, som billedligt talt er "omvendte blink". Stjernen, der giver denne type variable sit navn, falder nogle gange pludselig i lysstyrke med adskillige (op til otte) størrelser, og genopretter derefter langsomt, over uger eller endda måneder, sin lysstyrke. Atmosfærerne af sådanne stjerner har en usædvanlig kemisk sammensætning: de mangler praktisk talt det mest almindelige element i universet - brint, men har meget helium og kulstof. Det antages, at kulstof kondenserer i strømme af materiale, der strømmer fra stjernens overflade, og danner sod, som absorberer stråling. Nogle stjerner af R-typen i den nordlige Corona har også pulseringer med perioder på titusinder af dage.

De variable stjerner beskrevet ovenfor ændrer deres lysstyrke som et resultat af komplekse fysiske processer i det indre eller på overfladen, eller som et resultat af interaktioner i tætte binære systemer. Det her fysiske variable stjerner (selvfølgelig betragtes ikke alle deres varianter her). Der er dog fundet mange stjerner, hvis variation forklares af rent geometriske effekter. Tusindvis kendt formørkelsesvariabler stjerner i binære systemer. Deres komponenter, der bevæger sig langs deres baner, kommer nogle gange efter hinanden. Den mest berømte formørkende variable stjerne er Algol. I dette system er komponenterne ikke for tæt på hinanden, så deres form er lidt forvrænget af interaktion - de er næsten sfæriske. Variabler som Algol ændrer sig næsten ikke i lysstyrke, før formørkelsen indtræffer. Det er ikke let at opdage en sådan variation, fordi formørkelsens varighed normalt er kort sammenlignet med det tidsinterval, hvor stjernens lysstyrke er konstant. Men der er også andre formørkelsesvariable. Deres komponenter har form af aflange ellipsoider - så stærkt påvirker tiltrækningen af ​​hver af dem sin nabo. Under kredsløbsrotationen af ​​sådanne legemer ændres lysstyrken kontinuerligt, og det er ret svært at bestemme, i hvilket øjeblik formørkelsen begynder.

Lysstyrken kan også være inkonsekvent på grund af det faktum, at der er mørke eller lyse pletter på stjernens overflade. Stjernen drejer rundt om sin akse og vender sig til den jordiske observatør med enten en lysere eller mørkere side. Nogle kølige dværgstjerner har pletter, der ligner solens, men fordi de optager en stor del af skiven, bliver variationen under aksial rotation ret mærkbar.

Solens pletter er små. Hvis du observerer Solen på afstand, som en stjerne, er dens variation usandsynligt mærkbar. Det er endnu sværere at opdage det fra Jorden - Solen er for skarp. Men for mennesker er Solen den vigtigste stjerne, som livet på vores planet afhænger af, og derfor lægges der særlig vægt på den. Særlige undersøgelser fra rumfartøjer har fastslået, at når store pletter passerer hen over solskiven, når der faktisk lidt mindre lys ind til Jorden. Så Solen kan godt betragtes som svag plettet variabel stjerne. En lille variation af Solen observeres også med en periode svarende til den elleve-årige cyklus af solaktivitet.

Meget ofte kombineres geometrisk variabilitet med fysisk variabilitet. Mange røde dværge er således plettede variable og hører samtidig til en af ​​de mest almindelige typer fysiske variable - blinkende til stjernerne. Udbrændingerne af sådanne stjerner ligner nogle typer soludbrud, kun meget kraftigere. Nogle gange under et udbrud, der varer et par minutter, øges en stjernes lysstyrke med flere størrelser. (Husk på, at en forskel på en størrelsesorden betyder en forskel i belysning på cirka 2,5 gange.) Forestil dig, hvad der ville ske, hvis der under soludbrud kom dobbelt så meget lys til Jorden som normalt!

Stjerner, hvis lysstyrke ændres på grund af mikrolinsing eller formørkelse af små planeter i solsystemet, dvs. fænomener, der ikke er relateret til processer i selve stjernen, betragtes ikke som variable.

Amatørobservationer af variable stjerner

Moderne videnskabelige forskningsmetoder er meget komplekse; at bruge dem korrekt kræver mange års særlig træning. Uden det er det umuligt at skabe en ny fysisk teori eller udføre et eksperiment korrekt. Videnskaben er blevet næsten hundrede procent professionel. Men inden for studiet af variable stjerner er der allerede nu, i det 21. århundrede, et stort aktivitetsområde for amatørastronomer. Professionelle astronomer er endnu ikke i stand til at holde hver af de titusindvis af variable stjerner i deres synsfelt. En sådan mulighed vil sandsynligvis først dukke op efter organiseringen af ​​automatisk sporing af hele stjernehimlen med hurtig behandling af information på kraftfulde computere. I mellemtiden observerer amatørastronomer (hvoraf mange er forenet i foreninger) mange variable stjerner, for det meste lyse, og forsyner astronomiske videnskabelige institutioner med værdifuld information om ændringer i deres lysstyrke.

Foreningen interagerer effektivt med professionelle astronomiske institutioner. For eksempel instruerede astronomer sine medlemmer til at overvåge, hvornår en bestemt dværgnova ville blusse op, så de, efter at have modtaget en besked om det, straks kunne begynde observationer med store teleskoper. Bidraget fra amatørastronomer til observationer af variabler som Mira Ceti, som de har udført i årtier, er uvurderligt. Resultaterne er offentliggjort i publikationer fra American Association of Variable Star Observers og andre lignende foreninger.

Ofte er amatørastronomer de første, der bemærker udbrud af nye stjerner. Her er den største succes for nylig faldet til andelen af ​​japanske observatører, også forenet i en forening. Ved hjælp af e-mail opretholder de konstant kontakt, hjælper hinanden med at tjekke mulige opdagelser og underretter straks fagfolk. Og den protestantiske præst R. Evans fra Australien var i stand til at huske udseendet af omgivelserne af en lang række nærliggende galakser, så han ved at pege et teleskop mod dem kunne kontrollere (selv uden hjælp fra et stjernekort) om supernovaer var brudt ud i disse galakser. Så det lykkedes ham at opdage snesevis af supernovaer.

Amatørobservationer af variable stjerner udføres i både Rusland og Ukraine, hvor de har deres egne sammenslutninger af amatører (nogle af vores landsmænd deltager også i arbejdet i American Association of Variable Star Observers). De rapporterer de mest interessante resultater til institutter, der beskæftiger sig med disse spørgsmål.

Formørkende variable stjerner kaldes undertiden geometriske, hvilket antyder, at deres variabilitet er en konsekvens af det geometriske arrangement af komponenterne i det binære system af stjerner i forhold til observatøren, men afhænger ikke på nogen måde af de fysiske processer, der forekommer i stjernerne selv. Uden helt at dele dette synspunkt, bemærker vi, at denne klasse af objekter er meget talrig - mere end 4000 formørkende objekter er blevet opdaget til dato.

Variable stjerner er betegnet med latinske store bogstaver i hver konstellation i den rækkefølge, de opdages, med undtagelse af stjerner, der er angivet med græske bogstaver eller har deres egne navne, for eksempel Algol, δCepheus osv. Den første variabel i enhver konstellation er betegnet med bogstavet R, den anden med bogstavet S, derefter T osv. til punkt og prikke Z . Variablerne er så betegnet med kombinationer af alle disse bogstaver fra RR til ZZ . Følgende variabler er betegnet med kombinationer af bogstaver fra A til Q (AA→QZ ). Bogstavet J er udelukket fra betegnelsen, så der ikke opstår forveksling med bogstavet I. Når alle 334 bogstavkombinationer er opbrugt, anvendes kontinuerlig digital nummerering af stjernerne (startende med tallet 335), efterfulgt af en angivelse af variabilitet V (variabel - variabel).

Den største gruppe består af de såkaldte fysiske variable stjerner. Til dato er mere end 50.000 af dem blevet opdaget, men næsten hver eneste af dem bliver en fysisk ikke-stationær genstand.

Fysiske variabler eller stjerner, der ændrer deres tilsyneladende (og faktiske) lysstyrke som følge af fysiske processer, der forekommer i deres dybder. Ud over ændringer i lysstyrke udviser disse variationer i størrelse, overfladetemperatur, atmosfærens kemiske sammensætning og andre parametre.

Baseret på formen af ​​lyskurven og de fysiske processer, der fører til variationer i tilsyneladende lysstyrke, er fysiske variable stjerner opdelt i to klasser: pulserende variable stjerner, nova-lignende, novaer og stjerner.

Pulserende stjerner er dem, hvis lysstyrkeændringer er forårsaget af pulseringer, det vil sige periodiske (kvasi-periodiske) ændringer i radius R fysisk; disse ændringer understøttes af stjernens indre energikilder og exciteres af varmestrømmen, der kommer fra stjernens indre områder til de ydre. Selvsvingninger ledsages af temperaturændringer T stjernens overflade og derfor den samlede strålingsflux Ф, synlig m og absolut M størrelser, farver og spektrum.

Baseret på lyskurvens form og varigheden af ​​pulsationerne er pulserende variable stjerner opdelt i flere typer. Lad os se på nogle af dem.

Den korrekte er pulserende, hvis lysstyrkeændringer er strengt periodiske og kan repræsenteres af en relativt simpel funktion m(t), hvor m er stjernens tilsyneladende størrelse på observationstidspunktet t. Regulære variabler inkluderer stjerner af δ Cephei-typen, W Jomfru, RR Lyra, eller Cetus, osv.

Type variabel RR Lyrae (lyrida, RR ) - regelmæssig pulserende med en periode med ændring i lysstyrke (synlig lysstyrke) P ≈ 0,05d ÷ 1,2 d; kæmpe A - F; gennemsnit (median) M avg ≈ 0m ÷-1 m, L ~ 10 2.

Median M er defineret som gennemsnittet af den absolutte værdi af den korrekte variabel ved minimum M min og maksimale Mmax lysstyrke:

Mav = (M min + M max )/2. (33)

Lyrids indtager et snævert område på H-R-diagrammet i området for giganter, hvilket forklarer de relativt små forskelle mellem stjerner af denne klasse. Masserne af stjerner i denne gruppe af variabler M ~ 2÷ 3 × M ⊙ , radius R ~ 3÷ 5 × R ⊙ . Gennemsnitlig tæthed af lyrider r ≈ 10 -2 g/cm 3 (sammenlign: r ⊙ ≈ 1,4 g/cm 3).

Figur 7.

Lyriderne (fig. 7a) har en asymmetrisk form: stjernens lysstyrke øges relativt hurtigt, derefter observeres et langsomt fald. Amplitude af ændring i tilsyneladende størrelse A ≈ 1 m ,0÷ 2 m Δ R ≈ 5%), overfladetemperatur (Δ T ~ 1000K), spektrum (fra A til F) af stjernen.

Variabler af denne type er navngivet fra RR-stjernebilledet Lyra (RR Lyra), som kan observeres som en stjerne fra mv = +7 m ,5, ændre sin glans fra m vmax = + 7 m ,06 til m vmin = +8 m ,12 med punktum P = 13 t 36 m 14 s ,9. Under pulsering RR Lira skifter fra A 2 ved maksimal lysstyrke op til F 1 ved minimum lysstyrke. Mere end 6.700 lyrider er blevet observeret, som alle tilhører den sfæriske komponent af galaksen og findes i betydeligt antal i kugleformede stjernehobe. Disse variable stjerner kaldes undertiden kort-periode Cepheider.

Type δ Cephei (Cepheid DCEP, C δ ) - regelmæssig pulserende med en periode med ændring i lysstyrke (synlig lysstyrke) P≈ 2 d ÷ 70 d; kæmpe eller superkæmpe F eller G; gennemsnit (median) M gns≈ -2 m ÷ -6 m. Masserne af stjerner i denne gruppe af variabler M ~ 3 ÷ 16 × M ⊙ , radius R ~ 10 ÷ 150 × R ⊙ . Gennemsnitlig cepheiddensitet ρ ≈ 10-5 g/cm3 (jf.: ρ ⊙ ≈ 1,4 g/cm3).

Ligesom Lyriderne, Cepheiderne (Fig. 7 b ) har en asymmetrisk form: Stjernens lysstyrke stiger relativt hurtigt, derefter observeres et langsomt fald. Amplitude af ændring i tilsyneladende størrelse A = 0 m ,1 ÷ 2 m ,0. Samtidig med ændringen i lysstyrke ændres radius (Δ R ≈ 10 ÷ Δ T > 1000K), spektrum (fra F til K) af stjernen.

En typisk repræsentant for denne klasse er den fjerde lyseste konstellation Cepheus -δ Cepheus, hvis variation blev opdaget i 1784 af J. Goodreich. Denne supergigant tilhører lysstyrkeklassen Ib , ændringer skinner med perioden P = 5 d 08 h 47 m 29 s ,7 og amplitude A = 0 m ,9 fra mv = +3 m ,5 til mv = +4 m,4. Under pulseringer skifter spektret fra G 2 til F 5 og stjernens temperatur er fra T ≈ 5500K til T ≈ 7000K. Radius δ af Cepheus R ≈ 50 × R ⊙ varierer indenfor±7× 10 5 km. Denne supergigant er placeret i en afstand fra os r ≈ 330 (ca. 1000 lysår), har en absolut størrelse M v = –4 m og er en del af et multipelt (tredobbelt) stjernesystem.

Måske er Cepheiden tættest på Solen Polaris (-en Ursa Minor), superkæmpe F 7, hvorfra lyset rejser i omkring 470 år ( r ≈ 140). I begyndelsen af ​​det tyvende århundrede. medarbejder ved Harvard Observatory (USA) G. Leavitt begyndte at studere den lille magellanske sky og i 1912. opdagede et næsten lineært forhold mellem de tilsyneladende størrelser m ved maksimal (og minimum) lysstyrke og logaritmen af ​​lysstyrkeperioden logP for 23 regulære variable stjerner såsom δ Cephei og RR Lyrae. Da de stjerner, Leavitt studerede, er placeret i næsten samme afstand fra os, betød Leavitts opdagelse, at lysstyrkerne L af de korrekte er forbundet med en næsten lineær afhængighed af perioderne med ændring i deres lysstyrke. I tyverne, gennem værker af E. Hertzsprung, G. Russell og H. Shapley, var det muligt at estimere nulpunktet for denne afhængighed, det vil sige at bestemme værdien af ​​den gennemsnitlige lysstyrke L (eller den gennemsnitlige absolutte størrelse). M avg) for den korrekte specifikke periode. For øjeblikket, for at bestemme den gennemsnitlige absolutte størrelse M avg fra den observerede værdi af perioden P for lysstyrkeændringen af ​​en regulær (δ Cephei-type stjerne), bruges følgende relation:

M v av = - 1,01 - 2,88 × logP d. (34).

Jomfru W type (Cepheid CW ) - regelmæssig pulserende med en periode med ændring i lysstyrke (synlig lysstyrke) P≈ 2 d ÷ 70 d; kæmpe F eller G; gennemsnitlig M gns≈ 0 m ÷ -3 m. Stjerner af denne type adskiller sig fra klassiske cepheider ikke kun ved, at deres absolutte størrelser er 1 m ,5 ÷ 2 m .0 større end absolutte størrelser Cδ , men også ved dens udbredelse i galaksen. Hvis Cepheider Cδ er hovedsageligt koncentreret i nærheden af ​​galaksens plan (cepeider af galaksens flade komponent), så findes CW-cepeider ligeligt i hele galaksens volumen (cepeider af galaksens sfæriske komponent). CW-variabler, som alle almindelige, er karakteriseret ved et strengt forhold mellem perioden med lysstyrkeændring P og den gennemsnitlige absolutte størrelse M avg (ω L) stjerner.

Variable stjerner af typen δ Cephei og W Jomfruer kaldes også langtids-cepeider. Mere end 850 langvarige Cepheider, medlemmer af galaksen, er blevet opdaget.

Lyrider og cepheider, der er kæmpe og supergiganter, er synlige på store afstande. Ved hjælp af store teleskoper kan disse stjerner opdages i andre galakser 3-5 M væk fra vores. De første bestemmelser af afstande til de nærmeste galakser, især til Andromeda-galaksen (M31), blev foretaget ved hjælp af "periode-" diagrammet (fig. 8).

Figur 8.

Diagram, der repræsenterer forholdet mellem perioden P for ændringen i lysstyrke af regulær type δ Cepheus, W Jomfru (Cepheider) og type RR Lyrae (Lyrids) og medianværdien af ​​den absolutte størrelse M av (eller L) for disse stjerner kaldes "periode-" diagrammet.

logP-værdierne for den korrekte variabel er plottet langs abscisseaksen i diagrammet, og medianværdien af ​​den absolutte størrelse M af denne stjerne er plottet langs ordinataksen. For at bestemme afstande bruges dette diagram sammen med relationer af typen (34), opnået fra observationer for stjerner af forskellige typer af variabilitet.

Hvis den korrekte observeres et eller andet sted, bestemmes variabilitetstypen ud fra lyskurven, og variabilitetsperioden bestemmes P . Lad det for eksempel være af typen δ Cepheus med et punktum P=30d . Ved at indtaste denne periodeværdi i "periode-" diagrammet eller bruge relation (34), bestemmer vi den gennemsnitlige absolutte størrelse af stjernen: Mav = -5 m ,35. Da variablen er observerbar, bestemmes dens gennemsnitlige tilsyneladende størrelse ud fra observationer m av: for eksempel m av = + 18 m, 37. Lad os bruge relation (18) til afstandsmodulet og bestemme afstanden til stjernen i ah. Denne afstand viser sig at være ens r ≈ 5,5 × 105 eller π = 1,6 × 10-6. π defineret på denne måde kaldes Cepheid parallakse.

Lang periode type o Ceti (Mira, Mira, M) - pulserende med en periode med lysstyrkeændring P≈ 70 d ÷ 700 d; kæmpe M, C eller S; gennemsnitlig M av ≈ -3,5 m ÷ 0 m. Masserne af stjerner i denne gruppe af variabler M ~ 5 ÷ 10 × M ⊙, radier R > 40 × R ⊙ . Gennemsnitlig tæthed af Miras ρ ≈ 10-5 ¸ 10-9 g/cm3.

Miraerne er vist i fig. 7s. Kurven har en asymmetrisk form med en amplitude af ændring i tilsyneladende størrelse A = 2 m ,5 ÷ 10 m ,0, det vil sige, at Mira'ens lysstyrke under pulsering kan ændre sig næsten 10.000 gange! Amplituden og perioden for ændring i lysstyrken af ​​en Mira kan variere med 10 % eller mere. Samtidig med ændringen i lysstyrke ændres radius (ΔR~ 15%), overfladetemperatur (ΔT~ 500K) og spektrum (fra M0 til en senere underklasse) af stjernen. Et træk ved Miras spektre er tilstedeværelsen af ​​især lyse emissionslinjer af brint og nogle andre kemiske elementer, hvilket indikerer voldsomme processer, der forekommer i disse stjerners kolde atmosfærer.

Denne klasse har fået sit navn fra stjernen o Kina (o - omicron). Astronom D. Fabricius i 1596 gjorde opmærksom på, at denne havde øget sin lysstyrke i nogen tid. Derefter faldt stjernens lysstyrke, indtil den ikke længere var observerbar. Fabricius gav stjernen navnet Mira (fantastisk, vidunderligt). Og faktisk er denne fantastiske en kæmpe M 7 eIII (e – emission), som med en periode på 332 d ,3 ændrer sin tilsyneladende lysstyrke med næsten 1600 gange fra m v = +2 m ,0 til m v = +10 m ,1, fra tid til anden bliver utilgængelige for observation med det blotte øje. Mira er på afstand fra os r ≈ 140, har en absolut størrelse M ≈ -2 m .7, og ved maksimal lysstyrke skinner den som 1000 Sole. Mira er ti gange mere massiv (M≈ 10 × M ⊙ ) og 400 gange mere ( R ≈ R ⊙ ) af Solen, så stjernens gennemsnitlige tæthed er ubetydelig:ρ ≈ 10-8 g/cm3. Hvis Mira var i Solens sted, ville Mars' kredsløb være placeret inde i dens fotosfære. Mira er en af ​​komponenterne i et firdobbelt stjernesystem. Siden Fabricius' tid er mere end 6.500 Mira'er blevet opdaget, hvoraf de fleste er utilgængelige for observation med det blotte øje. At dømme efter variationerne i Miraernes periode og amplitude klassificeres disse stjerner som mellem regulære og semi-regulære pulserende stjerner.

Semi-regelmæssig (SR ) - pulserende, hvis ændringer i lysstyrke ikke er strengt periodiske, men kendetegnet ved betydelige ændringer i den tilsyneladende størrelse m og amplitude EN over relativt lange tidsrum - fra flere tiere til flere hundrede dage.

Disse giganter og supergiganter af de senere M 0 ÷ M 8 med absolutte størrelser M ≈ -4 m ÷ +1 m har en amplitude af lysstyrkeændring A ≈ 0 m ,3 ÷ 2 m ,5 med flere perioder, der overlapper hinanden. Et eksempel på sådanne stjerner er den røde halvregulære m Cepheus, som er vist i fig. 7 d . Superkæmpe M2Ia udviser cykliske, det vil sige variabel i periode, ændringer i lysstyrke. Som undersøgelser viser, er tre svingninger med perioder på omkring 90, 600 og 4300 dage overlejret her. Den stiplede linje angiver den lange periodekomponent af lysstyrkeudsvinget. Til dato er mere end 4.300 semi-regulære variabler af begge typer blevet opdagetµ Cepheus og andre typer.

Forkert (L ) - pulserende, fra hvis lyskurve det er umuligt at etablere nogen mønstre i pulseringerne.

Årsagen til de uregelmæssige pulsationer er endnu ikke pålideligt fastslået, men antallet af opdagede stjerner af denne type er ret stort - omkring 3600 stjerner. Et eksempel ville være SV Kroppen vist i fig. 7 e . Den kan bevare sin maksimale glans uændret i lang tid, derefter svækkes dens glans flere tusinde gange på relativt kort tid, hvorefter den vender tilbage til sin normale tilstand. indikerer en mangel på ligevægt mellem de processer, der er ansvarlige for pulseringerne af de øvre lag af stjernens atmosfære.

Pulsarer er en speciel type.

En pulsar er en korrekt, hvis periode med ændring i lysstyrke (brilliance) i alle områder af elektromagnetisk stråling (fra gammastråling til radiobølger) er konstant med meget høj nøjagtighed, og den observerede ændring i strålingsenergi sker i pulser med en frekvens fra én impuls til flere tiere og endda hundredvis af impulser i sekundet - deraf navnet på objektet "pulsar". Forskning har vist, at en pulsar er en neutronstjerne, der hurtigt roterer rundt om sin akse og har et kraftigt magnetfelt (~ 1012 E); med den passende orientering af rotationsaksen i forhold til en jordbaseret observatør, manifesterer den sig som en pulsar, og pulsationsperioden er rotationsperioden omkring aksen.

– med uregelmæssige, uforudsigelige ændringer i glans (tilsyneladende lysstyrke) inden for 0 m ,5÷ 6 m, hvis årsag kan være ikke-stationære eksplosive processer af moderat styrke (udbrud), der forekommer i de øverste lag af stjernens fotosfære. med uregelmæssige, uforudsigelige hurtige ændringer i lysstyrken inden for få størrelser: - 2 m over de tilsvarende hovedsekvensstjerner. i en længere periode kan den forblive i en næsten stationær tilstand, hvorefter der observeres hurtige ændringer i lysstyrken med amplituder på op til 3 eller mere. Omkring stjernerne er der lyse tåger, omfattende skaller, bevægelsen af ​​stof, hvori tilsyneladende er årsagen til lysstyrkens variation. Måske er disse de yngste formationer blandt stjernebefolkningen i galaksen. Interessant nok er de observeret af grupper placeret inde i store gas- og støvtåger. Disse grupper kaldes T-foreninger.

Type FU Orion (fuor) - som på få år kan øge sin lysstyrke hundredvis af gange. Besidder kraftig infrarød stråling. Lithiumlinjer observeres i spektret ( Li ) – måske er termonuklear fusion endnu ikke begyndt i dybet af disse stjerner. Således ændrede FU Orion, da den blev observeret i 1936, sin tilsyneladende størrelse fra +16 m til +10 m , to år senere blev dens tilsyneladende størrelse lig med +11 m og er i øjeblikket ved at ændre sig lidt i den ene eller anden retning.

Eruptive stjerner observeres i betydeligt antal i Oriontågen, så de kaldes ofte Orion-stjerner.

Figur 9.

En særlig klasse af ikke-stationære stjerner består af (fig. 9). Disse supermassive objekter med masse M ≈ 15 ÷ 60 × M ⊙ og overfladetemperatur T≈ 5 × 10 4 K er tilsyneladende mellemliggende mellem stationære mi O og ikke-stationære røde supergiganter. De er selv tydeligt ikke-stationære: brede emissionslinjer af helium (He I og He II ), kulstof (i WC-stjerner), nitrogen (i WN-stjerner). Dette indikerer, at en betydelig masse af stof udstødes fra de ydre områder af stjernen (op til 10 -4×M⊙ om året), som "spreder sig" gennem det interstellare rum med hastigheder på op til 1500 km/s. Den, der er vist på billedet, er inde i dens gasemissioner - disse emissioner danner en hvid-blå "boble". Stjernevind blæser fra en stjerne med fart~ 3000 km/s, når den kolliderer med interstellar gas, danner den en chokbølge, hvis energi får gassen til at gløde. Figuren viser tydeligt den uregelmæssige fibrøse struktur af skyer af interstellar gas. Under hensyntagen til massen og hastigheden af ​​stoffet, der udstødes af stjernen, kan vi estimere objektets levetid i et sådant stadium - det kan ikke overstige 10 4÷ 10 5 år. Naturligvis er de meget sjældne: for en stjerne af denne type er der op til 150 millioner stjerner af andre klasser. tildelt spektralklasse W.

Udstødningen af ​​stof ser ud til at være en almindelig begivenhed på et tidspunkt i udviklingen af ​​nogle stjerner. Der observeres objekter, der på grund af deres udseende kaldes planetariske tåger.

En planetarisk tåge er et system, der består af en stjerne (tågens kerne) og en lysende skal af gas, der omgiver den (selve tågen).

Kernen i den planetariske tåge er varm blå, hvis spektrum svarer til en (W)- eller O-stjernes; kerneoverfladetemperatur T~ 10 5 K, L ~ 3 ÷ 3 × 10 4 L ⊙ ; yderligere afkøling og komprimering af denne stjerne fører til udseendet af en hvid dværg. Skallen er genetisk beslægtet med kernen; elektronskaltemperatur T e≈ 1,3 × 10 4 K, det vil sige, at skalgassen er fuldstændig ioniseret. Typisk skalmasse M≈ 0,1 × M ⊙, diameter d ~ 0,1 ÷ 1 . Hele systemet opstår måske fra katastrofale røde giganter og undergiganter.

Fotografiet af den planetariske tåge M27 "Handvægt" (fig. 10) viser tydeligt den indre struktur af tågen, hvis funktioner tillader os at konkludere, at stjernen udleder stof asymmetrisk. Tågen lyser på grund af to mekanismer: spredning af stråling fra kernen og genudsendelse af hård ultraviolet stråling fra kernen af ​​H- og He-atomer, der udgør stoffet i tågen. Tågetemperatur