النجوم المتغيرة. النجوم: نجوم متغيرة تنبض بنجوم متغيرة

النجوم المتغيرة

النجوم المتغيرة هي النجوم التي يتغير سطوعها. النجوم متغيرة ومتغيرة جسديًا. في الحالة الأولى ، لا يغير النجم نفسه سطوعه ، ويغطي نجم واحد فقط الآخر عند التحرك ، ويرى المراقب تغيرًا في سطوع النجم. تشمل هذه النجوم ألغول (كوكبة فرساوس).

تسمى المتغيرات الفيزيائية بالنجوم التي تغير لمعانها خلال فترات زمنية قصيرة نسبيًا نتيجة للعمليات الفيزيائية التي تحدث في النجم نفسه. اعتمادًا على طبيعة التباين ، هناك متغيرات نابضة ومتغيرات ثورية ، جديدة ومستعرات أعظم ، وهي حالة خاصة من المتغيرات البركانية ، وكذلك النجوم النابضة والنجوم الثنائية القريبة (مع تدفق المادة من مكون إلى آخر). عشرات الآلاف من النجوم المتغيرة فيزيائيًا معروفة الآن.

جميع النجوم المتغيرة ، بما في ذلك متغيرات الكسوف ، لها تسميات خاصة ، ما لم يتم تحديدها مسبقًا بحرف من الأبجدية اليونانية. تم تحديد أول 334 نجمة متغيرة من كل كوكبة من خلال تسلسل أحرف الأبجدية اللاتينية R ، S ، T ، ... ، Z ، RR ، RS ، ... ... ، RZ ، SS ، ST ، .. . ، SZ ، ... ، ZZ ، AA ، .... AZ ، ... ، QQ ، ... ، QZ مع إضافة اسم الكوكبة المقابلة (مثل RR Lyr). تم تعيين المتغيرات التالية V 335 ، V 336 ، إلخ. (مثل V 335 Cyg)

دعونا الآن نفكر في جميع الفئات المعروفة للنجوم المتغيرة فيزيائيًا.

سيفيدس. Cepheids هي نجوم متغيرة فيزيائية تتميز بشكل خاص لمنحنى الضوء. يتغير الحجم النجمي الظاهري بسلاسة وبشكل دوري مع مرور الوقت ويتوافق مع تغير في لمعان النجم عدة مرات (عادة من 2 إلى 6). Polaris ينتمي إلى Cepheids. منذ فترة طويلة تم اكتشاف أنه يغير تألقه ضمن حدود تافهة إلى حد ما.

تمت تسمية هذه الفئة من النجوم على اسم أحد ممثليها النموذجيين - النجم d Cephei.

تنتمي Cepheids إلى عمالقة وعمالقة فائقة من الفئتين F و G. يسمح هذا الظرف بمراقبتها من مسافات بعيدة ، بما في ذلك ما هو أبعد من حدود نظامنا النجمي - المجرة.

الفترة هي واحدة من أهم خصائص Cepheids. لكل نجم ، يكون ثابتًا بدرجة عالية من الدقة ، ولكن بالنسبة إلى Cepheids المختلفة ، تختلف الفترات اختلافًا كبيرًا (من يوم إلى عدة عشرات من الأيام).

بالتزامن مع الحجم الظاهر ، يتغير طيف Cepheids ، في المتوسط ​​ضمن فئة طيفية واحدة ، وهذا يعني أن التغيير في لمعان Cepheids يترافق مع تغير في درجة حرارة غلافها الجوي بمعدل 1500 درجة.

في أطياف Cepheids ، تم العثور على تغيير دوري في السرعات الشعاعية من تحول الخطوط الطيفية. يحدث أكبر تحول للخطوط إلى الجانب الأحمر عند الحد الأدنى ، وللأزرق - عند الحد الأقصى للسطوع. وبالتالي ، يتغير نصف قطر النجم أيضًا بشكل دوري.

النجوم من النوع d Cephei هي أجسام صغيرة تقع بشكل أساسي بالقرب من المستوى الرئيسي لنظامنا النجمي - المجرة. Cepheids الموجودة في العناقيد النجمية الكروية أقدم وأقل سطوعًا. هذه النجوم أقل كتلة ، وبالتالي تكون النجوم أبطأ في التطور والتي وصلت إلى مرحلة Cepheid. يطلق عليهم نجوم برج العذراء دبليو.

تشير السمات المرصودة للقيفيدات الموصوفة إلى أن أجواء هذه النجوم تشهد نبضات منتظمة. وبالتالي ، لديهم شروط للحفاظ على عملية تذبذبية خاصة عند مستوى ثابت لفترة طويلة.

تبين أن فترة التذبذب الميكانيكي لنجم مثل الشمس حوالي ثلاث ساعات. تتمتع الشمس بنبضات ضعيفة جدًا بفترات تقل عن 2-3 ساعات. ومع ذلك ، من أجل أن تصل هذه النبضات إلى مثل هذه السعات الكبيرة كما هو ملاحظ في Cepheids ، يجب أن تكون هناك آلية معينة توفر الطاقة لهذه التذبذبات.

في الوقت الحاضر ، يُعتقد أن هذه الطاقة تنشأ من إشعاع النجم ، ويحدث تراكم التذبذبات بسبب نوع من آلية الصمام ، عندما يؤدي عتامة الطبقات الخارجية للنجم إلى تأخير جزء من الإشعاع من الطبقات الداخلية. .

تظهر الحسابات ، في الواقع ، أن دور هذا الصمام يتم لعبه بواسطة تلك الطبقة من النجم التي يتأين فيها الهيليوم جزئيًا (بينما يتأين الهيدروجين والعناصر الأخرى بالكامل تقريبًا). الهليوم المحايد معتم بالنسبة للأشعة فوق البنفسجية للنجم ، والتي تظل باقية وتسخن الغاز. يساهم هذا التسخين والتوسع الذي يسببه في تأين الهيليوم. تصبح الطبقة شفافة ، ويزداد تدفق الإشعاع الناتج. لكن هذا يؤدي إلى التبريد والضغط ، مما يجعل الهيليوم يصبح محايدًا مرة أخرى وتتكرر العملية برمتها مرة أخرى.

لتنفيذ هذه الآلية ، من الضروري الوصول إلى درجة الحرارة اللازمة فقط لتأين الهيليوم عند عمق معين تحت سطح النجم ، حيث تكون الكثافة عالية بالفعل. هذا ممكن فقط للنجوم التي لديها قيم معينة لدرجات الحرارة الفعالة ، أي. لمعان. نتيجة لذلك ، النبضات ممكنة فقط لبعض النجوم.

إذا افترضنا أن هناك علاقة ما بين الكتلة واللمعان في Cepheids ، إذن ، بحكم العلاقة ، يجب أن نتوقع الوجود والعلاقة بين الفترة واللمعان.

تم إنشاء وجود مثل هذا الاعتماد قبل وقت طويل من توضيح طبيعة نبضات Cepheid. عند دراسة Cepheids في أحد الأنظمة النجمية الأقرب إلينا (في سحابة Magellanic الصغيرة) ، لوحظ أنه كلما كان الحجم الظاهري لـ Cepheid أصغر (أي كلما كان يبدو أكثر إشراقًا) ، زادت فترة تغيير سطوعه . تحولت هذه العلاقة إلى أن تكون خطية. انطلاقاً من حقيقة أن جميع النجوم المدروسة تنتمي إلى نفس النظام ، فإن ذلك يعني أن المسافات بينها كانت متماثلة تقريبًا. لذلك ، تبين أن الاعتماد المكتشف في وقت واحد هو اعتماد بين الفترة P والحجم المطلق M (أو اللمعان L) للقيفيدس.

تكمن الصعوبة الرئيسية في تحديد نقطة الصفر لهذا الاعتماد في أنه لا يمكن تحديد المسافات إلى أي من القيفيات المعروفة بطريقة مثلثية ، ويجب استخدام طرق غير مباشرة أقل موثوقية.

يلعب وجود علاقة بين الفترة والحجم المطلق للقيفانيات دورًا مهمًا للغاية في علم الفلك: فهو يحدد المسافات إلى الأشياء البعيدة جدًا عندما لا يمكن تطبيق طرق أخرى.

بالإضافة إلى Cepheids ، هناك عدة أنواع أخرى من النجوم المتغيرة النابضة. الاكثر شهرة بينهم نجوم RR Lyra، التي كانت تسمى سابقًا Cepheids قصيرة المدة نظرًا لتشابه خصائصها مع Cepheids العادية. نجوم RR Lyrae هي عمالقة من الفئة الطيفية A. وهي تشغل قسمًا ضيقًا جدًا في مخطط Hertzsprung-Russell ، وهو ما يقابل تقريبًا نفس اللمعان لجميع النجوم من هذا النوع ، أي أكثر من مائة مرة من لمعان الشمس. تتراوح فترات نجوم RR Lyrae من 0.2 إلى 1.2 يومًا. يصل اتساع التغيير في السطوع إلى مقدار نجمي واحد.

نوع مثير للاهتمام من المتغيرات المتقلبة هو المجموعة الصغيرة نجوم Cephei من النوع ب(أو النوع ب Canis Major) ، الذي ينتمي بشكل أساسي إلى عمالقة الفئات الفرعية الطيفية المبكرة B (في المتوسط ​​من الفئة B2-3). في مخطط Hertzsprung-Russell ، يوجدان على يمين الجزء العلوي من التسلسل الرئيسي. بحكم طبيعة التباين وشكل منحنى الضوء ، تشبه هذه النجوم نجوم RR Lyrae ، وتختلف عنها في سعة صغيرة بشكل استثنائي لتغيير الحجم ، لا يزيد عن 0.2 متر. تتراوح الفترات من 3 إلى 6 ساعات ، وكما هو الحال في Cepheids ، هناك اعتماد للفترة على اللمعان. غالبًا ما تتحول منحنيات السرعة الشعاعية إلى تغير في الطور والشكل والسعة.

بالإضافة إلى النجوم النابضة مع التغيير المنتظم في لمعانها ، هناك عدد من أنواع النجوم التي تتغير منحنياتها الضوئية. من بينها تبرز النجوم من نوع RV برج الثور، حيث تتميز تغيرات اللمعان بتناوب الحدود الدنيا العميقة والضحلة ، والتي تحدث في فترة 30 إلى 150 يومًا وبسعة تتراوح من 0.8 إلى 3.5 درجة. تنتمي النجوم من نوع RV Taurus إلى الفئات الطيفية F أو G أو K. العديد منها لها خطوط انبعاث ساطعة في الطيف بالقرب من عصر الحد الأقصى ، ونطاقات امتصاص التيتانيوم بالقرب من الحد الأدنى. يشير هذا إلى أن طيف نجوم RV Tauri يجمع بين ميزات الأنواع الطيفية المبكرة للنجوم الساخنة والنجوم الباردة المتأخرة. نجوم RV Tauri هي رابط وسيط بين Cepheids وأنواع أخرى من المتغيرات النبضية.

نجوم من نوع m Cepheiتنتمي إلى الفئة الطيفية M وتسمى المتغيرات شبه الدائرية الحمراء. تتميز أحيانًا بوجود مخالفات قوية جدًا في تغيير اللمعان ، والتي تحدث على مدى عدة عشرات إلى عدة مئات من الأيام.

توجد بجانب المتغيرات شبه المنتظمة في مخطط لمعان الطيف نجوم فئة M.، حيث لا يمكن الكشف عن تكرار تغيرات اللمعان (المتغيرات غير الصحيحة). يوجد أسفلها نجوم ذات خطوط انبعاث في الطيف تغير سطوعها بسلاسة على فترات زمنية طويلة جدًا (من 70 إلى 1300 يومًا) وضمن حدود كبيرة جدًا (تصل إلى 10 أمتار). الممثل الرائع لهذا النوع من النجوم هو "omicron" (o) Kita ، أو كما يطلق عليه ، Mira (Wonderful). اكتشفه عالم الفلك الألماني د. فابريسيوس. في عام 1596 ، كان مرئيًا في السماء ، ثم اختفى وظهر فقط في عام 1609.

وفقًا لنجم العالم ، يُطلق على هذه الفئة بأكملها من النجوم المتغيرات طويلة المدى من نوع Mira Ceti أو Mirids. ميريدا- النجوم النابضة ، يتغير سطوعها بسبب تقلبات الحجم. تحتوي أطياف هذه النجوم دائمًا على خطوط انبعاث للهيدروجين (بحد أقصى) أو معادن (قبل الحد الأدنى). يتقلب طول فترة النجوم المتغيرة طويلة المدى حول متوسط ​​القيمة التي تتراوح من 10٪ في كلا الاتجاهين.

تشكل المجموعات المدروسة من المتغيرات النبضية سلسلة واحدة من النجوم مع زيادة مدة فترة (أو دورة) النبض. يظهر هذا التسلسل بشكل واضح بشكل خاص إذا أخذنا في الاعتبار عدد النجوم من أنواع مختلفة مع قيمة معينة للفترة الموجودة في حجم معين من الفضاء. معظم المتغيرات النابضة لها فترات قريبة من 0d.2 (نوع RR Lyra) ، 0d.5 و 5d (Cepheids) ، 15d (Virgo W-type Cepheids) ، l00d (شبه منتظم) و 300 d (متغيرات طويلة المدى) . كل هذه النجوم
تنتمي إلى العمالقة ، أي وفقًا للأفكار الحديثة حول تطور النجوم ، إلى الأشياء التي تجاوزت مرحلة كونها في التسلسل الرئيسي.

يتوافق المسار الإضافي للتطور مع الحركة على مخطط Hertzsprung-Russell إلى اليمين. في هذه الحالة ، يجب أن تعبر جميع نجوم الجزء العلوي من التسلسل الرئيسي شريط عدم الاستقرار المذكور أعلاه ، وأن تعبره النجوم الضخمة مرتين وتبقى عليه لفترة أطول.

بالإضافة إلى خاصية عدم الاستقرار المميزة للقيفانيات ، قد تكون هناك مناطق أخرى من عدم الاستقرار في مخطط هيرتزبرونج-راسل تتوافق مع المتغيرات النابضة الأخرى. وبالتالي ، فإن النبضات هي على الأرجح ظاهرة طبيعية تميز بعض مراحل تطور النجوم.

من بين النجوم ذات اللمعان المنخفض (الأقزام) هناك أيضًا متغيرات من أنواع مختلفة ، يبلغ إجمالي عددها المعروف تقريبًا 10 مرات أقل من عدد العمالقة النابضة. كل منهم يظهر تنوعه في شكل ومضات متكررة ، والتي يمكن تفسيرها بأنواع مختلفة من انبعاثات المادة - الانفجارات. لذلك ، تسمى هذه المجموعة الكاملة من النجوم ، جنبًا إلى جنب مع النجوم الجديدة المتغيرات البركانية.

ومع ذلك ، يجب أن يؤخذ في الاعتبار أن النجوم ذات الطبيعة الأكثر تنوعًا قد ظهرت هنا ، سواء في المراحل الأولى من تطورها أو استكمال مسار حياتها.

يجب النظر في النجوم الأصغر سنًا ، والتي لم تكمل بعد عملية تقلص الجاذبية متغيرات من نوع T Taurus(تي تاو). هذه أقزام من الطبقات الطيفية ، في أغلب الأحيان FG ، مع خطوط انبعاث في الطيف تشبه الخطوط المضيئة للكروموسفير الشمسي. تم العثور عليها بأعداد كبيرة ، على سبيل المثال ، في Orion Nebula.

مشابه جدا لهم نجوم مثل RW Aurigae(RW Aur) ، ينتمي إلى فئات طيفية من B إلى M. بالنسبة لكل هذه النجوم ، فإن التغيير في اللمعان غير منتظم لدرجة أنه لا يمكن تحديد أي انتظام. يمكن أن تحدث تغييرات فوضوية في السطوع عندما تصل السعات إلى 3 أمتار ، وأحيانًا تصل إلى متر واحد خلال ساعة.

غالبًا ما توجد نجوم T Tauri في مجموعات ، خاصة داخل السدم الغازية والغبار الكبيرة. كما يتم ملاحظة السدم الصغيرة اللامعة مباشرة حول هذه النجوم نفسها ، مما يشير إلى وجود قذائف غازية واسعة النطاق فيها. يبدو أن حركة المادة في هذه الأصداف ، المرتبطة بعملية تقلص جاذبية النجم ، هي سبب تقلبه الفوضوي. ويترتب على ذلك أن نجوم T Tauri هي أصغر التشكيلات التي يمكن اعتبارها بالفعل نجوما. حتى الأجسام الأصغر سنًا معروفة - مصادر الأشعة تحت الحمراء. لكن هذه ليست نجوماً بعد ، ولكن سحب الغاز والغبار تنكمش في أجسام ما قبل النجمية (النجوم الأولية).

الأشعة فوق البنفسجية Ceti مضيئة النجومتحدث دائمًا في تلك المناطق التي توجد بها متغيرات من نوع T Taurus. هذه أقزام من الفئتين الطيفية K و M. ولديها أيضًا خطوط انبعاث للكالسيوم والهيدروجين في طيفها. تتميز بزيادة سريعة غير عادية في اللمعان أثناء التوهجات العرضية: في أقل من دقيقة ، يمكن أن يزيد تدفق الإشعاع عشرة أضعاف. بعد ذلك ، خلال نصف ساعة أو ساعة ، يعود إلى مستواه الأصلي. أثناء التوهج ، يزداد أيضًا سطوع خطوط الانبعاث. تشبه طبيعة الظاهرة إلى حد كبير توهج الكروموسفير على الشمس ، والذي يختلف ، مع ذلك ، على نطاق أوسع بكثير. من المرجح أن تكون نجوم UV Ceti في المراحل النهائية من الانكماش التثاقلي.

كن من نوع النجوم.النجوم الضخمة سريعة التطور هي أصعب بكثير في الإمساك بها في المراحل الأولى من التطور. ومع ذلك ، من بين النجوم الساخنة من الفئة B ، والتي غالبًا ما تكون ذات دوران سريع ، غالبًا ما توجد نجوم ذات خطوط انبعاث تنتمي إلى الهيدروجين ، وأحيانًا الهيليوم ، وعناصر أخرى. كقاعدة عامة ، تتميز هذه النجوم بأطياف متغيرة وتغير سطوعها بمقدار 0.1 م إلى 0.2 م ، وهذه التغييرات غير منتظمة في طبيعتها وترتبط على ما يبدو بتدفق المادة الناتج عن الدوران السريع. كتل نجوم Be في حدود 10M¤. على ما يبدو ، هذه أجسام حديثة التكوين.

نجوم نوع Wolf-Rayet(يُشار إليها بـ WR) تشكل مجموعة صغيرة من النجوم تنتمي إلى أكثر الأشياء سطوعًا في مجرتنا. في المتوسط ​​، يبلغ حجمها المطلق -4 م ، ولا يتجاوز العدد الإجمالي المعروف لها 200. تتكون أطياف النجوم من نوع WR من خطوط لامعة عريضة تنتمي إلى الذرات والأيونات ذات إمكانات التأين العالية (H ، 1 He ، 2 He ، 3 C ، 3 N ، 3 O ، إلخ) متراكبة على خلفية قوية مستمرة. يشير شكل الخطوط الطيفية إلى تمدد الأصداف المحيطة بهذه النجوم والذي يحدث مع التسارع. الطاقة المنبعثة في الخطوط قابلة للمقارنة مع الطاقة في الطيف المستمر. مصدره هو الأشعة فوق البنفسجية القوية لنجم شديد الحرارة ، تصل درجة حرارته الفعالة إلى 100000 كلفن! يبدو أن ضغط الضوء لهذا الإشعاع الساخن هو سبب الحركة المتسارعة المرصودة للذرات في أجواء النجوم من النوع WR. مثل Be stars ، هذه أجسام صغيرة ، غالبًا أنظمة ثنائية.

إلى جانب عمليات الضغط أو التمدد ، يمكن أن يتغير سطوع النجم بسبب حقيقة أن البقع الداكنة والفاتحة تتشكل على السطح. بالتناوب حول محوره ، يتجه النجم إلى الراصد إما بجانب مشرق أو مظلم. في بعض النجوم ، تحتل البقع الداكنة مساحات كبيرة ، لذلك يصبح التباين ملحوظًا. على الشمس ، يزداد أيضًا عدد البقع الداكنة بشكل دوري. لقد ثبت أنه عندما تمر البقع الداكنة عبر القرص المرئي للشمس ، يدخل ضوء أقل إلى الأرض. لذلك يمكن اعتبار الشمس نجمة متغيرة مرقطة.

نجوم جدد.لا يعني مصطلح "نجم جديد" على الإطلاق ظهور نجم حديث التكوين ، ولكنه يعكس فقط مرحلة معينة في تنوع بعض النجوم. تسمى النجوم الجديدة بالنجوم البركانية المتغيرة من نوع خاص ، حيث لوحظ مرة واحدة على الأقل زيادة مفاجئة وحادة في لمعانها (التوهج) على الأقل 7-8 درجات. في أغلب الأحيان ، أثناء التوهج ، ينخفض ​​الحجم النجمي الظاهري بمقدار 10 م -13 م ، وهو ما يتوافق مع زيادة السطوع بعشرات ومئات الآلاف من المرات. في المتوسط ​​، يصل الحجم المطلق بحد أقصى 8.5 متر. بعد الانفجار ، النجوم الجديدة أقزام حارة جدا. في مرحلة التوهج القصوى ، تبدو وكأنها عمالقة عملاقة من الأنواع الطيفية من A إلى F.

كما تظهر الملاحظات ، تندلع حوالي مائة نجم جديد في مجرتنا كل عام.

إذا لوحظ انفجار نفس النجم الجديد مرتين على الأقل ، فإن هذا الانفجار الجديد يسمى متكررًا. في المستعرات المتكررة ، كقاعدة عامة ، تكون الزيادة في اللمعان أقل إلى حد ما من المستعرات النموذجية.

بعد الانفجار ، تظهر المستعرات غالبًا تقلبًا ضعيفًا.

منحنيات الضوء للنجوم الجديدة شكل خاص ، مما يجعل من الممكن تقسيم جميع الظواهر إلى عدة مراحل. يحدث الارتفاع الأولي في السطوع بسرعة كبيرة (2-3 أيام) ، ولكن قبل وقت قصير من الحد الأقصى ، تتباطأ الزيادة في السطوع إلى حد ما (الارتفاع النهائي). بعد الحد الأقصى ، ينخفض ​​اللمعان ، ويستمر لسنوات. عادةً ما يكون الانخفاض في السطوع بالمقادير الثلاثة الأولى سلسًا. في بعض الأحيان هناك حد أقصى ثانوي. ويلي ذلك مرحلة انتقالية تتميز إما بانخفاض سلس في اللمعان بثلاثة مقادير أخرى ، أو بتقلباتها. في بعض الأحيان يكون هناك انخفاض حاد في اللمعان ، يتبعه عودة بطيئة إلى القيمة السابقة. الانخفاض الأخير في التألق تدريجي تمامًا. نتيجة لذلك ، يكتسب النجم نفس اللمعان الذي كان عليه قبل الانفجار.

تُظهر الصورة الموصوفة للتغير في لمعان النجم الجديد أنه أثناء الانفجار يحدث انفجار مفاجئ ناتج عن عدم الاستقرار الذي نشأ في النجم. وفقًا لفرضيات مختلفة ، يمكن أن ينشأ عدم الاستقرار هذا في بعض النجوم الساخنة نتيجة عمليات داخلية تحدد إطلاق الطاقة في النجم ، أو بسبب تأثير بعض العوامل الخارجية.

أحد الأسباب المحتملة لانفجار المستعر هو تبادل المادة بين مكونات الأنظمة الثنائية القريبة التي تنتمي إليها كل هذه النجوم. في الزوج ، نجمة واحدة ، كقاعدة عامة ، هي نجم تسلسل رئيسي ، والثاني هو قزم أبيض. النجم الطبيعي مشوه بشدة بسبب تأثير قزم أبيض. تبدأ البلازما منه بالتدفق إلى القزم الأبيض ، مكونًا قرصًا مضيئًا حوله. عندما تسقط المادة على القزم الأبيض ، تنشأ طبقة من الغاز ذات درجة حرارة عالية وكثافة عالية ، ويؤدي تصادم البروتونات إلى تفاعل نووي حراري. هذا الانفجار النووي الحراري على سطح القزم الأبيض هو الذي يؤدي إلى طرد الغلاف المتراكم. يرى المراقب توهج القشرة على أنه وميض نجم جديد. يتجاوز إجمالي كمية الطاقة المنبعثة أثناء انفجار نوفا 10 45-10 46 erg. تشع الشمس الكثير من الطاقة على مدى عشرات الآلاف من السنين! ومع ذلك ، هذا أقل بكثير من احتياطيات الطاقة الحرارية النووية الكاملة للنجم. على هذا الأساس ، يُعتقد أن انفجار نجم جديد لا يصاحبه تغيير في هيكله العام ، بل يؤثر فقط على الطبقات السطحية.

نتيجة تسخين الغاز الناتج عن الانفجار هو طرد المادة بواسطة النجم ، مما يؤدي إلى انفصال الطبقات الخارجية عنه - قذائف كتلتها 10 -4 -10 -5 م¤. تتوسع هذه القذيفة بسرعة هائلة من عدة مئات إلى 1500-2000 كم / ثانية. يسقطه النجم بسرعة ونتيجة لذلك يشكل سديمًا حول نفسه. تم العثور على السدم الغازية المتوسعة حول جميع المستعرات الأقرب إلينا تقريبًا.

في المراحل الأولى من الانفجار ، عندما يزداد نصف قطر الغلاف مئات المرات نتيجة للتمدد ، تنخفض كثافة ودرجة حرارة الطبقات الخارجية للنجم. في البداية ، يكتسب نجم من الدرجة الساخنة O طيف فئة A-F. ومع ذلك ، على الرغم من التبريد ، يزداد اللمعان الكلي للنجم بسرعة بسبب التوهج القوي للغازات وزيادة نصف قطر الغلاف. لذلك ، قبل وقت قصير من الحد الأقصى ، يكون للنجم الجديد طيف عملاق خارق.

في هذه المرحلة ، يحتوي طيف المستعر على جميع الميزات المتأصلة في النجوم العملاقة من الفئة A أو F (خطوط ضيقة ، تبرز من بينها خطوط الهيدروجين). ومع ذلك ، فإن السمة المهمة لهذا الطيف ، والتي تسمى premaximal ، هي التحول القوي لخطوط الامتصاص إلى البنفسجي ، بما يتوافق مع اقتراب المادة المنبعثة إلينا بسرعة عدة عشرات أو مئات الكيلومترات في الثانية. في هذا الوقت ، هناك توسع في القشرة الكثيفة ، والتي تمتلكها القشرة الجديدة في هذه المرحلة.

في الحد الأقصى ، يتغير شكل الطيف بشكل حاد. يظهر الطيف الرئيسي يسمى. يتم تحويل خطوطها إلى اللون البنفسجي بمقدار يتوافق مع سرعة تمدد تبلغ حوالي 1000 كم / ثانية. يرجع سبب هذا التغيير في الطيف إلى حقيقة أنه كلما تمدد الغلاف ، يصبح أرق ، وبالتالي يصبح أكثر شفافية. لذلك ، تصبح طبقاته العميقة مرئية ، والتي تتحرك بشكل أسرع. مباشرة بعد ظهور خطوط الانبعاث القصوى والمشرقة والواسعة جدًا في طيف المستعر ، في شكل نطاقات تنتمي أساسًا إلى الهيدروجين والحديد والتيتانيوم. يحتل كل من هذه النطاقات النطاق الكامل للطيف من خط الامتصاص البنفسجي المقابل للطيف الرئيسي إلى الوضع غير المتحرك للخط نفسه. هذا يعني أن القشرة تصبح مخلخلة بالفعل لدرجة أن طبقاتها المختلفة مرئية ، وتمتلك كل السرعات الممكنة.

عندما يكون هذا الانخفاض في اللمعان حوالي 1 متر ، يظهر طيف شرارة منتشر ، يتكون من خطوط امتصاص شديدة اللطخة من الهيدروجين والمعادن المتأينة ، وكذلك نطاقات لامعة محددة. يتم فرض طيف الشرارة المنتشرة على الطيف الرئيسي ، وتزداد شدته تدريجياً. في المستقبل ، يضاف إليه ما يسمى بطيف الجبار ، وهو سمة من سمات النجوم الساخنة من الفئة ب ، ويشير ظهور الشرارة المنتشرة ، ثم أطياف الجبار إلى أن المادة يقذفها النجم بسرعة متزايدة تدريجياً من أعمق وأكثر سخونة. طبقات.

في بداية المرحلة الانتقالية ، يختفي طيف الشرارة المنتشرة ، وتصل الأعمدة إلى أقصى حد لها. بعد أن يختفي الأخير أيضًا ، على خلفية الطيف المستمر للنجم الجديد ، عبر نطاقات امتصاص واسعة ، تظهر خطوط الانبعاث وتزداد تدريجياً ، والتي تُلاحظ في أطياف السدم الغازية المتخلخلة (المرحلة السدمية). يشير هذا إلى خلخلة أقوى لمواد الغلاف.

المستعرات الأعظمية.النجوم المتفجرة هي نجوم تضيء مثل النجوم الجديدة وتصل إلى أقصى حجم مطلق لها من -18 م إلى -19 م وحتى -21 م. تحدث الزيادة في اللمعان بأكثر من 19 مترًا ، أي بعشرات الملايين من المرات. يتجاوز إجمالي الطاقة المنبعثة من المستعر الأعظم أثناء اندلاعه 10 48-10 49 erg ، وهو ما يزيد بآلاف المرات عن المستعرات المستعرة.

تتشكل المستعرات الأعظمية نتيجة لانفجار نجم ، عندما تتباعد معظم كتلته بسرعة تصل إلى 10000 كم / ثانية ، ويتم ضغط الباقي في نجم نيوتروني فائق الكثافة.

تم تسجيل حوالي 60 انفجار سوبرنوفا في مجرات أخرى بالتصوير الفوتوغرافي ، وغالبًا ما تبين أن لمعانها يمكن مقارنته مع اللمعان المتكامل للمجرة بأكملها التي حدث فيها الانفجار. المستعرات الأعظمية هي نهاية حياة النجوم ، التي تكون كتلتها أكبر بمقدار 8-10 مرات من الشمس ، فهي تولد نجومًا نيوترونية وتثري الوسط بين النجوم بالعناصر الثقيلة.

وفقًا لأوصاف الملاحظات السابقة التي تم إجراؤها بالعين المجردة ، كان من الممكن تحديد عدة حالات لانفجارات سوبر نوفا في مجرتنا. أكثرها إثارة للاهتمام هو المستعر الأعظم 1054 ، المذكور في السجلات ، والذي اندلع في كوكبة الثور ولاحظه علماء الفلك الصينيون واليابانيون على شكل "نجم ضيف" ظهر فجأة ، والذي بدا أكثر إشراقًا من كوكب الزهرة و كان مرئيًا حتى أثناء النهار.

تم وصف ملاحظة أخرى لظاهرة مماثلة في 1572 بتفصيل أكبر بكثير من قبل عالم الفلك الدنماركي تايكو براهي. لوحظ الظهور المفاجئ لنجم "جديد" في كوكبة ذات الكرسي. في غضون أيام قليلة ، بدأ هذا النجم ، الذي زاد لمعانه بسرعة ، في الظهور أكثر إشراقًا من كوكب الزهرة.

سرعان ما بدأ إشعاعها يضعف تدريجياً ، ورافق الانقراض تقلبات في الشدة ومضات صغيرة. بعد عامين ، لم يعد مرئيًا بالعين المجردة.

في عام 1604 ، لاحظ كبلر وجود مستعر أعظم في كوكبة الحواء. على الرغم من أن هذه الظاهرة تشبه اندلاع نوفا عادي ، إلا أنها تختلف عنها في نطاقها ، ومنحنى الضوء والطيف السلس والمتغير ببطء.

يتميز نوعان من المستعرات الأعظمية بطابع الطيف بالقرب من حقبة الحد الأقصى.

تتميز المستعرات الأعظمية من النوع الأول القريبة من الحد الأقصى بطيف مستمر لا تظهر فيه أي خطوط. في وقت لاحق ، تظهر نطاقات انبعاث واسعة للغاية ، ولا يتطابق موقعها مع أي خطوط طيفية معروفة. يتوافق عرض هذه النطاقات مع تمدد الغازات بسرعة تصل إلى 6000 كم / ثانية. غالبًا ما تتغير شدة النطاقات وهيكلها وموضعها بمرور الوقت. بعد ستة أشهر من الحد الأقصى ، تظهر العصابات التي يمكن التعرف عليها مع طيف الأكسجين المحايد.

في المستعرات الأعظمية من النوع الثاني ، يكون اللمعان عند الحد الأقصى أقل إلى حد ما من المستعرات الأعظمية من النوع الأول. تتميز أطيافها بزيادة في التلألؤ فوق البنفسجي. كما هو الحال في أطياف المستعرات العادية ، فإنها تعرض خطوط امتصاص وانبعاث محددة بالهيدروجين والنيتروجين المتأين وعناصر أخرى.

من الأمور ذات الأهمية الكبيرة السدم الغازية التي تتوسع بسرعة ، والتي تم العثور عليها في العديد من الحالات في مكان انفجار المستعرات الأعظمية من النوع الأول. ومن أبرزها سديم السرطان المشهور في كوكبة الثور. يشير شكل خطوط الانبعاث لهذا السديم إلى تمدده بسرعة حوالي 1000 كم / ثانية. الأبعاد الحالية للسديم تجعل التوسع بهذا المعدل لا يمكن أن يبدأ قبل أكثر من 900 عام ، أي فقط في عصر انفجار المستعر الأعظم عام 1054. تشير المصادفة بين الزمان والموقع لسديم السرطان مع "النجم الضيف" الموصوف في السجلات الصينية إلى احتمال أن يكون السديم في كوكبة الثور ناتجًا عن انفجار مستعر أعظم.

يحتوي سديم السرطان على عدد من الميزات الرائعة:

1) يسقط أكثر من 80٪ من الإشعاع المرئي على الطيف المستمر ؛

2) لها مظهر غير متبلور في الضوء الأبيض ؛

3) طيف الانبعاث المعتاد للسدم مع خطوط من المعادن المتأينة والهيدروجين (الأخير أضعف) ينبعث من خيوط فردية ؛

4) يكون الإشعاع مستقطبًا ، وفي بعض مناطق السديم تقريبًا ؛

5) سديم السرطان هو أحد أقوى مصادر البث اللاسلكي في مجرتنا.

أحد التفسيرات المحتملة لهذه الميزات المثيرة للاهتمام لسديم السرطان هو كما يلي. أثناء انفجار سوبرنوفا عام 1054 ، بدأت الإلكترونات الحرة في الظهور بأعداد كبيرة ، تمتلك طاقات حركية ضخمة (إلكترونات نسبية). تتحرك بسرعات قريبة من سرعة الضوء. تستمر عمليات مثل هذا التسارع القوي للجسيمات في الوقت الحاضر. ينشأ الإشعاع المستمر في كل من المنطقة المرئية من الطيف وفي النطاق الراديوي بسبب تباطؤ الإلكترونات النسبية لأنها تتحرك في دوامة حول خطوط قوة المجالات المغناطيسية الضعيفة. يجب أن يكون هذا الإشعاع مستقطبًا ، وهو ما يتم ملاحظته بالفعل.

كما تم اكتشاف السدم الضعيفة ومصادر الانبعاث الراديوي لمختلف القوى في مواقع اندفاعات المستعرات الأعظمية الأخرى في مجرتنا.

حتى وقت قريب ، ظل من غير الواضح تمامًا كيف يحدث التدفق المستمر للإلكترونات النسبية الجديدة في سديم السرطان ، على الرغم من حقيقة أن ظاهرة انفجار المستعر الأعظم قد انتهت منذ فترة طويلة. بدأ السؤال يتضح فقط بعد اكتشاف أشياء جديدة تمامًا.

النجوم النابضة.في أغسطس 1967 ، في كامبريدج (إنجلترا) ، تم تسجيل انبعاث الراديو الكوني ، المنبثق من مصادر نقطية في شكل نبضات صافية متتالية بدقة. تتراوح مدة النبض الفردي لمثل هذه المصادر من عدة أجزاء من الألف من الثانية إلى عدة أعشار من الثانية. تجعل حدة النبضات والانتظام غير العادي لتكرارها من الممكن تحديد فترات نبضات هذه الأجسام ، والتي تسمى النجوم النابضة ، بدقة عالية جدًا. تبلغ فترة أحد النجوم النابضة 1.337301133 ثانية ، بينما تتراوح فترات النجوم الأخرى من 0.03 إلى 4 ثوانٍ. حاليًا ، هناك حوالي 200 نجم نابض معروف. ينتج كل منهم انبعاثًا لاسلكيًا عالي الاستقطاب على نطاق واسع من الأطوال الموجية ، تزداد شدتها بشكل حاد مع زيادة الطول الموجي. هذا يعني أن للإشعاع طبيعة غير حرارية. كان من الممكن تحديد المسافات إلى العديد من النجوم النابضة ، والتي تبين أنها تقع في نطاق من مئات إلى آلاف الفرسخ الفرسخ. وبالتالي ، فهذه أشياء قريبة نسبيًا ، ومن الواضح أنها تنتمي إلى مجرتنا.

النجم النابض الأكثر روعة ، والذي يُشار إليه عادةً بالرقم NP 0531 ، يتطابق تمامًا مع أحد النجوم في مركز سديم السرطان. أظهرت الملاحظات الخاصة أن الإشعاع الضوئي لهذا النجم يختلف أيضًا مع نفس الفترة. في اندفاع ، يصل النجم إلى 13 مترًا ، وبين النبضات غير مرئي. يتم أيضًا اختبار نفس النبضات من هذا المصدر بواسطة الأشعة السينية ، التي تزيد قوتها 100 مرة عن قوة الإشعاع الضوئي.

إن تزامن أحد النجوم النابضة مع مركز مثل هذا التكوين غير العادي مثل سديم السرطان يشير إلى أنها مجرد أجسام تتحول إليها المستعرات الأعظمية بعد التوهجات. وفقًا للمفاهيم الحديثة ، يرتبط انفجار المستعر الأعظم بإطلاق كمية هائلة من الطاقة أثناء انتقاله إلى حالة فائقة الكثافة ، بعد استنفاد جميع مصادر الطاقة النووية المحتملة فيه.

بالنسبة للنجوم الضخمة بما فيه الكفاية ، فإن الحالة الأكثر استقرارًا هي اندماج البروتونات والإلكترونات في النيوترونات وتشكيل ما يسمى بالنجم النيوتروني. إذا كانت انفجارات المستعر الأعظم تنتهي بالفعل بتكوين مثل هذه الأجسام ، فمن الممكن جدًا أن تكون النجوم النابضة عبارة عن نجوم نيوترونية ، وفي هذه الحالة ، بكتلة تصل إلى 2M¤ ، يجب أن يكون نصف قطرها حوالي 10 كيلومترات. عند الضغط على هذه الأبعاد ، تصبح كثافة المادة أعلى من كثافة المادة النووية (حتى 10 6 طن / سم 3) ، ويتسارع دوران النجم ، بسبب قانون حفظ الزخم الزاوي ، إلى عدة عشرات من عدد الثورات في الثانية. على سطح النجم النيوتروني ، تتحلل النيوترونات إلى بروتونات وإلكترونات. يعمل المجال القوي على تسريع الإلكترونات إلى سرعة قريبة من سرعة الضوء ، وتطير إلى الفضاء الخارجي. تترك الإلكترونات النجم فقط في مناطق الأقطاب المغناطيسية ، حيث تخرج خطوط القوة المغناطيسية. إذا كان المحور المغناطيسي للنجم لا يتطابق مع محور الدوران ، فإن حزم الإشعاع ستدور بفترة تساوي فترة دوران النجم. لذا فإن اسم النجم النابض ليس صحيحًا تمامًا: فالنجوم لا تنبض بل تدور.

وُجد أن بعض النجوم النابضة لديها زيادة بطيئة في فتراتها (تتضاعف في 10 3-10 7 سنوات) ، بسبب تأثير التثبيط للمجال المغناطيسي المرتبط بالنجم النابض ، ونتيجة لذلك تتحول طاقة الدوران إلى إشعاع . إلى جانب ذلك ، لوحظ انخفاض مفاجئ في الفترات ، ربما يعكس إعادة هيكلة حادة لسطح النجم ، والتي تحدث أحيانًا أثناء تبريده.

بالإضافة إلى النجوم النابضة الراديوية ، ما يسمى. النجوم النابضة التي يتم ملاحظتها فقط في نطاق الأشعة السينية أو أشعة جاما ؛ لديهم فترات تتراوح من بضع إلى مئات الثواني وهي جزء من أنظمة النجوم الثنائية القريبة. مصدر طاقة إشعاعهم ، وفقًا للمفاهيم الحديثة ، هو طاقة الجاذبية المنبعثة أثناء التراكم على نجم نيوتروني أو ثقب أسود للمادة يتدفق من نجم عادي مجاور.

النجوم المتغيرة المثيرة للاهتمام هي مصادر أشعة إكس شبيهة بالنجوم النابضة. بعضها في الواقع نجوم نابضة ، والبعض الآخر عبارة عن بقايا انفجارات مستعر أعظم. في هذه الحالة ، يكون سبب التوهج هو الإشعاع الحراري لغاز مسخن لدرجة حرارة تصل إلى عدة ملايين من الدرجات.

لكن الجزء الأكبر من مصادر الأشعة السينية المجرية ينتمي إلى فئة خاصة من الأجسام ذات الطبيعة النجمية ، والتي غالبًا ما تسمى نجوم الأشعة السينية. الممثل النموذجي الأكثر شهرة لهم هو المصدر المذكور Scorpio X-1. من الإشعاع المستمر ، اتضح أنه ألمع: في حدود 1-10 Aring ؛ متوسط ​​تدفق الإشعاع منه هو 3 10 -7 erg / cm 2 ، أي بقدر 7 أمتار يعطي المنطقة البصرية. يصل لمعانه للأشعة السينية إلى 10 37 erg / s ، وهو أكبر بآلاف المرات من لمعان الشمس البوليومتري.

من السمات المهمة لنجوم الأشعة السينية تنوع إشعاعها. في المصدر Scorpio X-1 ، المحدد بالنجمة المتغيرة 12-13 م ، لا ترتبط الاختلافات في تدفق الأشعة السينية والإشعاع الضوئي ببعضها البعض بأي حال من الأحوال. في غضون أيام قليلة ، يمكن أن يتعرض كلاهما لتقلبات في غضون 20 ٪ ، وبعد ذلك تبدأ المرحلة النشطة - ومضات تستمر عدة ساعات ، تتغير خلالها التدفقات بمقدار 2-3 مرات. في الوقت نفسه ، يُلاحظ أحيانًا حدوث تغيير كبير في مستوى الإشعاع على مدار فترة زمنية تتراوح من 10 إلى 3 ثوانٍ ، بحيث لا يمكن أن يتجاوز حجم المصدر 0.001 ثانية ضوئية (يتم تحديده بالقياس مع سنة ضوئية) ، أي. 300 كم. يشير هذا إلى أن مصادر الأشعة السينية يجب أن تكون أجسامًا مضغوطة بشكل غير عادي ، ربما من نوع النجوم النيوترونية ، كما في حالة النجوم النابضة ، التي يتم التعرف على بعض نجوم الأشعة السينية بها.

عدد من نجوم الأشعة السينية ، مثل Hercules X-1 و Centaurus X-3 ، لديهم تواتر صارم لتغيرات تدفق الأشعة السينية ، مما يثبت أن المصدر هو أحد مكونات النظام الثنائي. تم التعرف على أكثر من اثني عشر مصدرًا مع النجوم التي يشير تباينها إلى أنها تنتمي إلى أنظمة ثنائية قريبة. لذلك ، فإن نجوم الأشعة السينية هي على الأرجح أنظمة ثنائية قريبة يكون فيها أحد المكونات نجمًا ضوئيًا ، والآخر عبارة عن جسم مضغوط في المرحلة الأخيرة من تطوره. غالبًا ما يُفترض أن هذا نجم نيوتروني ، على الرغم من أنه في بعض الحالات لا يتم استبعاد احتمال وجود قزم أبيض أو حتى ثقب أسود.

يجب أن يكون سبب ظهور أشعة سينية قوية هو السقوط على جسم مضغوط (على سبيل المثال ، نجم نيوتروني) من السحب ونفاثات الغازات المتدفقة من المكون البصري لنظام ثنائي قريب. في حالة وجود نجم نيوتروني مضغوط للغاية ، يمكن أن يصل معدل سقوط الغازات في هذه العملية ، والتي تسمى التراكم ، إلى 100000 كم / ثانية ، أي ثلثي سرعة الضوء! عند السقوط على نجم نيوتروني ، ستتحول الطاقة الحركية للغازات إلى أشعة سينية. تلعب المجالات المغناطيسية القوية للنجم النيوتروني دورًا مهمًا.

بالإضافة إلى مصادر الأشعة السينية التي يتم ملاحظتها باستمرار ، يتم اكتشاف ما يصل إلى عشرة أجسام مضيئة سنويًا ، تشبه النجوم الجديدة في طبيعة هذه الظاهرة. يزداد لمعان مصادر الأشعة السينية الشبيهة الجديدة هذه بسرعة على مدار عدة أيام. في غضون شهر إلى شهرين ، قد تصبح أكثر المناطق سطوعًا في سماء "الأشعة السينية" ، وأحيانًا تكون أكبر بعدة مرات في تدفق الإشعاع من ألمع مصدر ثابت Scorpio X-1. يتضح أن بعضها أثناء التوهجات هي النجوم النابضة للأشعة السينية ، والتي لها فترات طويلة جدًا (تصل إلى 7 دقائق). لم تُعرف بعد طبيعة هذه الأجسام ، فضلاً عن ارتباطها المحتمل بالنجوم الجديدة.

النجوم المتغيرة هي واحدة من أكثر الظواهر إثارة للفضول في السماء ، ويمكن ملاحظتها بالعين المجردة. علاوة على ذلك ، هناك مجال للنشاط العلمي لمحبي علم الفلك البسيط ، بل إن هناك فرصة لإجراء اكتشاف. هناك الكثير من النجوم المتغيرة اليوم ، ومن المثير للاهتمام مراقبتها.

النجوم المتغيرة هي النجوم التي تغير سطوعها بمرور الوقت. بالطبع ، تستغرق هذه العملية بعض الوقت ، ولا تحدث حرفيًا أمام أعيننا. ومع ذلك ، إذا لاحظت بشكل دوري مثل هذا النجم ، فستصبح التغييرات في سطوعه مرئية بوضوح.

يمكن أن تكون أسباب التغيير في السطوع أسبابًا مختلفة ، واعتمادًا عليها ، يتم تقسيم جميع النجوم المتغيرة إلى أنواع مختلفة ، والتي سننظر فيها أدناه.

كيف تم اكتشاف النجوم المتغيرة

لطالما كان يعتقد أن سطوع النجوم شيء ثابت ولا يتزعزع. يُنسب الفلاش أو مجرد ظهور نجم إلى شيء خارق للطبيعة منذ العصور القديمة ، ومن الواضح أن هذا كان له نوع من العلامات من الأعلى. يمكن رؤية كل هذا بسهولة في نص الكتاب المقدس نفسه.

ومع ذلك ، منذ عدة قرون ، عرف الناس أن بعض النجوم لا يزال بإمكانها تغيير سطوعها. على سبيل المثال ، Beta Perseus ليست عبثًا تسمى El Ghoul (تسمى الآن Algol) ، والتي لا تعني في الترجمة سوى "نجمة الشيطان". سمي بهذا الاسم بسبب خاصيته غير المعتادة لتغيير السطوع بفترة أقل بقليل من 3 أيام. تم اكتشاف هذا النجم كمتغير في عام 1669 من قبل عالم الفلك الإيطالي مونتاناري ، وفي نهاية القرن الثامن عشر ، درس عالم الفلك الإنجليزي جون جودريك ، وفي عام 1784 اكتشف المتغير الثاني من نفس النوع - β Lyrae.

في عام 1893 ، جاءت هنريتا لويت للعمل في مرصد هارفارد. كانت مهمتها هي قياس السطوع وفهرسة النجوم على لوحات التصوير المتراكمة في هذا المرصد. ونتيجة لذلك ، اكتشف هنريتا أكثر من ألف نجم متغير خلال 20 عامًا. كانت جيدة بشكل خاص في التحقيق في النجوم المتغيرة النابضة ، القيفاوي ، وحققت بعض الاكتشافات المهمة. على وجه الخصوص ، اكتشفت اعتماد فترة Cepheid على سطوعها ، مما يجعل من الممكن تحديد المسافة إلى النجم بدقة.

هنريتا لويت.

بعد ذلك ، مع التطور السريع لعلم الفلك ، تم اكتشاف آلاف المتغيرات الجديدة.

تصنيف النجوم المتغيرة

جميع النجوم المتغيرة تغير سطوعها لأسباب مختلفة ، لذلك تم وضع تصنيف على هذا الأساس. في البداية كان الأمر بسيطًا جدًا ، ولكن مع تراكم البيانات ، أصبح الأمر أكثر تعقيدًا.

الآن في تصنيف النجوم المتغيرة ، يتم تمييز عدة مجموعات كبيرة ، كل منها يحتوي على مجموعات فرعية ، والتي تشمل النجوم التي لها نفس أسباب التباين. هناك الكثير من هذه المجموعات الفرعية ، لذلك سننظر بإيجاز في المجموعات الرئيسية.

يحجب النجوم المتغيرة

إن كسوف المتغيرات ، أو ببساطة حجب النجوم المتغيرة ، يغير سطوعها لسبب بسيط للغاية. في الواقع ، ليسوا نجمة واحدة ، بل نظام ثنائي قريب جدًا. يقع مستوى مداراتهم بطريقة تجعل المراقب يرى كيف يغلق أحد النجوم الآخر - هناك ، كما كان ، خسوفًا.

إذا كنا بعيدين قليلاً ، فلن نتمكن من رؤية أي شيء كهذا. من الممكن أيضًا أن يكون هناك العديد من هذه النجوم ، لكننا لا نراها كمتغيرات ، لأن مستوى مداراتها لا يتطابق مع مستوى رؤيتنا.

ومن المعروف أيضًا أن العديد من أنواع النجوم المتغيرة التي تحجب. أحد أشهر الأمثلة هو Algol أو β Perseus. تم اكتشاف هذا النجم من قبل عالم الرياضيات الإيطالي مونتاناري في عام 1669 ، ودرس جون جودريك ، عالم الفلك الإنجليزي الهواة ، خصائصه في نهاية القرن الثامن عشر. لا يمكن رؤية النجوم التي تشكل هذا النظام الثنائي بشكل فردي - فهي تقع في مكان قريب جدًا لدرجة أن فترة ثورتها لا تتجاوز يومين و 20 ساعة.

إذا نظرت إلى منحنى سطوع Algol ، يمكنك أن ترى انخفاضًا طفيفًا في المنتصف - حد أدنى ثانوي. الحقيقة هي أن أحد المكونات أكثر إشراقًا (وأصغر) ، والثاني أضعف (وأكبر). عندما يغطي المكون الضعيف العنصر الساطع ، نرى انخفاضًا قويًا في السطوع ، وعندما يغطي السطوع العنصر الضعيف ، لا يكون الانخفاض في السطوع واضحًا جدًا.

في عام 1784 ، اكتشف Goodryk متغيرًا خسوفًا آخر ، Lyrae's β. مدتها 12 يوم 21 ساعة و 56 دقيقة. على عكس Algol ، فإن الرسم البياني للتغير في السطوع لهذا المتغير أكثر سلاسة. الحقيقة هي أن النظام الثنائي هنا قريب جدًا ، والنجوم قريبة جدًا من بعضها البعض بحيث يكون لها شكل بيضاوي ممدود. لذلك ، لا نرى خسوفًا للمكونات فحسب ، بل نرى أيضًا تغيرات في السطوع عندما تتحول النجوم الإهليلجية إلى جانب عريض أو ضيق. لهذا السبب ، فإن التغيير في اللمعان هنا أكثر سلاسة.

رسم بياني للتغير في سطوع β Lyra.

متغير خسوف نموذجي آخر هو Ursa Major W ، الذي تم اكتشافه في عام 1903. هنا ، يُظهر الرسم البياني قاعًا ثانويًا بنفس العمق تقريبًا مثل المستوى الرئيسي ، والرسم البياني نفسه سلس ، مثل β Lyra. والحقيقة هي أن المكونات هنا هي نفسها تقريبًا في الحجم ، كما أنها ممدودة أيضًا ، ومتباعدة عن كثب بحيث تتلامس أسطحها تقريبًا.

هناك أنواع أخرى من كسوف النجوم المتغيرة ، لكنها أقل شيوعًا. وهذا يشمل أيضًا النجوم الإهليلجية ، والتي ، أثناء الدوران ، تتحول إلينا إما بجانب عريض أو ضيق ، بسبب تغير سطوعها.

النجوم المتغيرة النابضة

النجوم المتغيرة النابضة هي فئة كبيرة من الأجسام من هذا النوع. تحدث التغييرات في السطوع بسبب التغيرات في حجم النجم - إما أن يتمدد أو يتقلص مرة أخرى. يحدث هذا بسبب عدم استقرار التوازن بين القوى الرئيسية - الجاذبية والضغط الداخلي.

مع مثل هذه النبضات ، تحدث زيادة في الغلاف الضوئي للنجم وزيادة مساحة السطح المشع. في الوقت نفسه ، تتغير درجة حرارة السطح ولون النجم. اللمعان ، على التوالي ، يتغير أيضًا. بعض أنواع المتغيرات المتقلبة تغير سطوعها بشكل دوري ، والبعض الآخر لا يتمتع بأي استقرار - يطلق عليهم اسم غير منتظم.

كان أول نجم نابض هو ميرا كيتا ، الذي تم اكتشافه عام 1596. عندما يصل تألقه إلى أقصى حد له ، يمكن رؤيته بوضوح بالعين المجردة. كحد أدنى ، يلزم وجود مناظير أو تلسكوب جيد. تبلغ فترة سطوع ميرا 331.6 يومًا ، وتسمى هذه النجوم بالنجوم Mirids أو نجوم ο Ceti - يُعرف عدة آلاف منها.

نوع آخر معروف على نطاق واسع من المتغيرات النابضة هو Cepheid ، الذي سمي على اسم نجم من هذا النوع ، Ϭ Cephei. هؤلاء عمالقة بفترات تتراوح من 1.5 إلى 50 يومًا ، وأحيانًا أكثر. حتى نجم الشمال ينتمي إلى Cepheids لمدة 4 أيام تقريبًا مع تقلبات في السطوع من 2.50 إلى 2.64 نجمة. كميات. تنقسم السيفيدية أيضًا إلى فئات فرعية ، وقد لعبت ملاحظاتهم دورًا مهمًا في تطوير علم الفلك بشكل عام.

تتميز المتغيرات النابضة لنوع RR Lyrae بتغير سريع في السطوع - ففتراتها أقل من يوم ، والتقلبات في المتوسط ​​تصل إلى حجم واحد ، مما يجعل من السهل مراقبتها بصريًا. ينقسم هذا النوع من المتغيرات أيضًا إلى 3 مجموعات ، اعتمادًا على عدم تناسق منحنيات الضوء الخاصة بهم.

حتى الفترات الأقصر في Cepheids القزم هي نوع آخر من المتغيرات النابضة. على سبيل المثال ، تبلغ مدة CY of Aquarius 88 دقيقة ، بينما تبلغ مدة SX of Phoenix 79 دقيقة. الرسم البياني لسطوعها مشابه للرسم البياني للقيفيدس العادية. هم ذوو أهمية كبيرة للمراقبة.

هناك العديد من أنواع النجوم المتغيرة النابضة ، على الرغم من أنها ليست شائعة أو ملائمة جدًا لملاحظات الهواة. على سبيل المثال ، النجوم من نوع RV Taurus لها فترات من 30 إلى 150 يومًا ، وهناك بعض الانحرافات في الرسم البياني للسطوع ، ولهذا السبب يُشار إلى النجوم من هذا النوع على أنها شبه منتظمة.

نجوم متغيرة خاطئة

النجوم المتغيرة غير المنتظمة تنبض أيضًا ، لكن هذه فئة كبيرة تضم العديد من الكائنات. التغييرات في سطوعها معقدة للغاية وغالبًا ما يكون من المستحيل التنبؤ بها مسبقًا.

ومع ذلك ، بالنسبة لبعض النجوم غير المنتظمة ، يمكن اكتشاف الدورية على المدى الطويل. عند المراقبة على مدى عدة سنوات ، على سبيل المثال ، يمكن للمرء أن يلاحظ أن التقلبات غير المنتظمة تضيف ما يصل إلى منحنى متوسط ​​معين يتكرر. مثل هذه النجوم ، على سبيل المثال ، تشمل Betelgeuse - α Orion ، التي يغطي سطحها الضوء والبقع الداكنة ، وهو ما يفسر التقلبات في السطوع.

النجوم المتغيرة غير المنتظمة ليست مفهومة جيدًا ولها أهمية كبيرة. لا يزال هناك العديد من الاكتشافات التي يتعين القيام بها في هذا المجال.

كيفية مراقبة النجوم المتغيرة

لملاحظة التغييرات في سطوع النجم ، يتم استخدامها. أكثر ما يمكن الوصول إليه هو المرئي ، عندما يقارن مراقب سطوع نجم متغير مع سطوع النجوم المجاورة. بعد ذلك ، بناءً على المقارنة ، يتم حساب سطوع المتغير ، ومع تراكم هذه البيانات ، يتم إنشاء رسم بياني تظهر عليه تقلبات السطوع بوضوح. على الرغم من البساطة الظاهرة ، يمكن تحديد السطوع بالعين بدقة تامة ، ويتم اكتساب هذه الخبرة بسرعة كبيرة.

هناك عدة طرق لتحديد سطوع نجم متغير بصريًا. أكثر هذه الطرق شيوعًا هي طريقة Argelander وطريقة Neuland-Blazhko. هناك البعض الآخر ، ولكن من السهل إلى حد ما تعلم هذه وتوفر دقة كافية. سنخبرك المزيد عنها في مقال منفصل.

مزايا الطريقة المرئية:

• لا معدات مطلوبة. قد تحتاج إلى مناظير أو تلسكوب لمراقبة النجوم الباهتة. نجوم بحد أدنى من السطوع يصل إلى 5-6 نجوم. يمكن ملاحظة الكميات بالعين المجردة ، وهناك أيضًا الكثير منها.
• في عملية المراقبة ، هناك "اتصال" حقيقي مع السماء المرصعة بالنجوم. هذا يعطي شعورًا لطيفًا بالوحدة مع الطبيعة. بالإضافة إلى ذلك ، إنه عمل علمي يجلب الرضا.

تشمل العيوب ، مع ذلك ، الدقة غير المثالية ، والتي تسبب أخطاء في الملاحظات الفردية.

طريقة أخرى لتقدير سطوع النجم باستخدام المعدات. عادة ما يتم التقاط صورة لنجم متغير مع محيطه ، ومن ثم يمكن تحديد سطوع المتغير بدقة من الصورة.

هل يستحق فلكي هاوٍ مراقبة النجوم المتغيرة؟ بالتأكيد يستحق ذلك! بعد كل شيء ، هذه ليست فقط واحدة من أبسط الأشياء وأكثرها سهولة للدراسة. هذه الملاحظات أيضا لها قيمة علمية. إن علماء الفلك المحترفين ببساطة غير قادرين على تغطية مثل هذه الكتلة من النجوم بملاحظات منتظمة ، ولهواة هناك فرصة للمساهمة في العلم ، وقد حدثت مثل هذه الحالات.

النجوم المتغيرة هي النجوم التي يتغير سطوعها. بالنسبة لبعض النجوم المتغيرة ، يتغير السطوع بشكل دوري ، بالنسبة للبعض الآخر ، لوحظ تغيير عشوائي في السطوع. تشمل المتغيرات الدورية ، على سبيل المثال ، كسوف النجوم المتغيرة ، والتي ، كما تعلم ، هي أنظمة ثنائية. ومع ذلك ، على عكسهم ، عُرفت عشرات الآلاف من النجوم الفردية ، والتي يتغير سطوعها بسبب العمليات الفيزيائية التي تحدث عليها. تسمى هذه النجوم بالمتغيرات الفيزيائية. أظهر اكتشافهم ودراستهم أن تنوع النجوم يتجلى ليس فقط في حقيقة أن النجوم تختلف عن بعضها البعض في الكتل والأحجام ودرجات الحرارة واللمعان والأطياف ، ولكن أيضًا في حقيقة أن بعض هذه الخصائص الفيزيائية لا تبقى على حالها في نفس النجوم.

سيفيد

Cepheids هي نوع شائع جدًا ومهم جدًا من النجوم المتغيرة الفيزيائية.

تظهر دراسة أطياف Cepheids أنه بالقرب من الحد الأقصى للسطوع ، تقترب منا الصور الضوئية لهذه النجوم بأكبر سرعة ، وبالقرب من الحد الأدنى ، فإنها تبتعد عنا بأقصى سرعة. يأتي هذا من تحليل تحولات الخط في أطياف القيفانيات بناءً على تأثير دوبلر.

مع حركة الفوتوسفير للنجم ، وبالتالي مع تغيير حجمه ، نلتقي للمرة الأولى. في الواقع ، لا يتغير حجم الشمس والنجوم الأخرى المشابهة لها عمليًا. لذلك ، على عكس هذه النجوم الثابتة ، فإن Cepheids هي نجوم غير ثابتة. Cepheids هي نجوم نابضة تتوسع وتتقلص بشكل دوري. عندما ينبض Cepheid ، تتغير أيضًا درجة حرارة الغلاف الضوئي. النجم لديه أعلى درجة حرارة عند أقصى سطوع.

بين فترة نبض Cepheid طويلة الأمد و لمعان هذه النجوم هناك علاقة تسمى "فترة اللمعان". العلاقة ، يمكن تحديد مقدارها المطلق ، ومن ثم يسهل استخدام الصيغة لحساب المسافة إلى Cepheid ، مع معرفة حجمها الظاهري من الملاحظات. نظرًا لأن Cepheids تنتمي إلى النجوم العملاقة والعملاقة (أي تلك ذات الأحجام الضخمة واللمعان) ، فإنها يمكن رؤيتها من مسافات بعيدة. من خلال الكشف عن Cepheids في أنظمة النجوم البعيدة ، من الممكن تحديد المسافة إلى هذه الأنظمة.

Cepheids ليست نجوما نادرة. من المحتمل أن العديد من النجوم هي Cepheids لبعض الوقت خلال حياتهم. لذلك ، فإن دراسة Cepheids مهمة لفهم تطور النجوم.

النجوم المتغيرة الفيزيائية الأخرى

Cepheids هي مجرد واحدة من العديد من أنواع النجوم المتغيرة الفيزيائية. تم اكتشاف أول نجم متغير عام 1596 في كوكبة كيتا (World Kita ، أو Amazing Kita). انها ليست Cepheid. تحدث تقلبات سطوعها مع فترة تبلغ حوالي 350 د ، حيث يصل السطوع إلى 3 م كحد أقصى و 9 م كحد أدنى. في وقت لاحق ، تم اكتشاف العديد من النجوم الأخرى طويلة المدى مثل ميرا كيتا.

في الغالب هذه النجوم "الباردة" - عمالقة الطبقة الطيفية M. يبدو أن التغيير في سطوع مثل هذه النجوم مرتبط بنبضات وثورات دورية للغازات الساخنة من داخل النجم إلى طبقات أعلى من الغلاف الجوي.

لا تظهر كل النجوم المتغيرة الفيزيائية تغيرات دورية. من المعروف أن العديد من النجوم متغيرات شبه دائرية أو حتى غير منتظمة. في مثل هذه النجوم ، من الصعب أو حتى من المستحيل ملاحظة التغيّر المنتظم في السطوع.

السطوع الظاهر الذي يتغير. قد تمتد فترة هذه التغييرات إلى عدة سنوات أو أجزاء من الألف من الثانية ، ويختلف حجم التغييرات من جزء من الألف من متوسط ​​السطوع إلى زيادة قدرها 20 مرة. تم فهرسة أكثر من 100000 نجم متغير ، وحتى الشمس يمكن أن تُنسب إليها. تتغير كثافة تدفق الطاقة لنجمنا بنحو 0.1 في المائة ، أو جزء من الألف ، خلال الدورة الشمسية التي تبلغ 11 عامًا.

تاريخ النجوم المتغيرة

أول نجم متغير تم تحديده هو Omicron Ceti ، الذي سمي فيما بعد ميرا. في عام 1596 ، تم تصنيفه على أنه نجم جديد ، وفي عام 1638 ، لاحظ يوهان هولواردز تغيرات في سطوع النجم خلال دورة مدتها 11 شهرًا. المسافة إلى النجم 200-400 سنة ضوئية. هذا نظام ثنائي يتكون من نجم أحمر عملاق متغير. تبلغ فترة تذبذب السطوع 332 يومًا ، ويتغير السطوع في النطاق المرئي مئات المرات خلال دورة واحدة ، بينما في جزء الأشعة تحت الحمراء من الطيف يتقلب السطوع مرتين فقط. النجم الثاني متغير أيضًا ، لكن بدون فترة زمنية محددة. تقلبات سرعته ناتجة عن تدفق المادة من النجم الأول. كان هذا اكتشافًا مهمًا لأنه ، جنبًا إلى جنب مع المستعرات الأعظمية ، أظهر أن النجوم ليست كيانات دائمة ، كما كان يعتقد منذ اليونان القديمة.

خصائص النجوم المتغيرة

هناك العديد من الأسباب لتغيير السطوع الظاهر للنجوم. نؤكد أنه مرئي ، أي أن النجم نفسه لا يجب أن يتغير على الإطلاق ، تتغير ظروف المراقبة عادة - كما هو الحال ، على سبيل المثال ، في حالة Algol. ومع ذلك ، تومض بعض النجوم بسبب التغيرات في خصائصها - المتغيرات النبضية لها نصف قطر أو كتلة متغيرة. بعض النجوم المتغيرة هي أنظمة ثنائية يكون فيها النجوم الزميلة قريبة جدًا بحيث تتدفق المواد باستمرار من واحد إلى الآخر والعكس. بشكل عام ، يعتبر تصنيف النجوم المتغيرة ثريًا للغاية ، ولكن يتم تقسيمها في المقام الأول بسبب التباين - داخلي (في علم الفلك الروسي ، من المعتاد النظر في المتغيرات البركانية بشكل منفصل) أو الخارجية.

أسباب داخلية

Cepheids هي نجوم ساطعة للغاية ، مع سطوع 500-300000 شمسي ، ولها فترة قصيرة جدًا من النبضات - من 1 إلى 100 يوم. تتوسع هذه النجوم وتنكمش بنمط واضح. تعتبر هذه النجوم ذات قيمة خاصة لعلماء الفلك ، حيث أن قياسات التغيرات في سطوعها تجعل من الممكن تحديد مسافاتها بدقة شديدة ، مما يحول القوافي إلى أعمدة طريق للكون. أنواع أخرى من النجوم المتغيرة ذات الأسباب الداخلية لتقلبات السطوع: RR Lyrae ، فترة قصيرة ، نجوم أقدم أصغر من Cepheids ؛ RV Taurus ، عمالقة عملاقة مع تقلبات هائلة في السطوع ؛ نوع ميرا (سميت على اسم النجم المتغير الأول) ، عمالقة حمراء باردة ؛ عمالقة حمراء غير منتظمة أو عمالقة عملاقة ذات فترات طويلة تتراوح من 30 إلى 1000 يوم ، ينتمي منكب الجوزاء إلى هذا النوع وهو في الأساس عمالقة حمراء عملاقة.

ترتبط المتغيرات البركانية أيضًا بالعمليات الداخلية ، فهي تزيد من سطوعها بشكل حاد بسبب الانفجارات النووية الحرارية داخل أو على سطح النجم. وتشمل هذه النجوم الثنائية القريبة التي تتبادل الكتلة. المستعرات الأعظمية ، المستعرات ، المستعرات المتكررة ، المستعرات القزمية ، وغيرها - مجموعة من النجوم التي تعاني من تغيرات قوية مفاجئة في السطوع ، عادة بسبب انفجار. وأشهرها المستعرات الأعظمية ، القادرة على تجاوز مجرة ​​بأكملها وزيادة سطوعها بمائة مليون مرة. المستعرات المستعرة والمتكررة هي نجوم ثنائية قريبة تحدث انفجارات على أسطحها ، ولكن على عكس المستعرات الأعظمية ، لا تنهار النجوم. المستعرات القزمية هي أنظمة ثنائية للأقزام البيضاء تتبادل الكتلة ، مما يتسبب في حدوث انفجارات دورية عليها. إنها تشبه المتغيرات التكافلية ، التي تتكون من عملاق أحمر ونجم أزرق ساخن ، محاطين بقشرة مشتركة من الغبار والغاز.

أسباب خارجية

متغيرات الكسوف هي النجوم التي تمر أمام بعضها البعض ، وتحجب جزءًا من العالم. يمكن أن يكون أيضًا بسبب كواكب النجم. النجوم الدوارة لها سطوع متغير بسبب وجود بقع داكنة أو ، على العكس من ذلك ، لامعة على سطحها ودوران النجم. لوحظت تغييرات مماثلة في حالة النجم الذي يختلف شكله بشكل ملحوظ عن الكرة (عادة في النظام الثنائي). في هذه الحالة ، يؤدي دوران المجسم الإهليلجي إلى تغييرات في مساحة السطح المشع. تنتمي النجوم النابضة أيضًا إلى هذا النوع.

بحث مستقبلي

تزود دراسات النجوم المتغيرة علماء الفلك ببيانات عن الكتل وأنصاف الأقطار ودرجات الحرارة وخصائص أخرى للنجوم. يتم الحصول على معلومات حول بنية النجم وتطوره بشكل غير مباشر. ومع ذلك ، فإن النجوم المتغيرة طويلة المدى تستغرق وقتًا طويلاً للدراسة - عادةً عقود. يلعب علماء الفلك الهواة دورًا مهمًا في المراقبة المستمرة للنجوم المتغيرة. بعض المتغيرات مهمة بشكل خاص للعلم ، مثل Cepheids ، التي توفر معلومات حول عمر الكون. توفر دراسة المتغيرات من نوع Mira معلومات عن الشمس والنجوم المماثلة ، وتستخدم المستعرات الأعظمية من النوع Ia لقياس معدل تمدد الكون ، والمتغيرات البركانية - في دراسة نوى المجرة النشطة والكتلة الفائقة

تسمى النجوم التي يتغير لمعانها خلال فترات زمنية قصيرة نسبيًا النجوم المتغيرة الفيزيائية. تحدث التغييرات في لمعان هذا النوع من النجوم بسبب العمليات الفيزيائية التي تحدث في الأجزاء الداخلية منها. وفقًا لطبيعة التباين ، يتم تمييز المتغيرات النابضة والمتغيرات البركانية. النجوم الجديدة والمستعرات الأعظمية ، وهي حالة خاصة من المتغيرات البركانية ، تتميز أيضًا في نوع منفصل. جميع النجوم المتغيرة لها تسميات خاصة ، باستثناء تلك التي تم تحديدها مسبقًا بحرف الأبجدية اليونانية. تم تحديد أول 334 نجمة متغيرة من كل كوكبة من خلال سلسلة من الحروف الأبجدية اللاتينية (على سبيل المثال ، R ، S ، T ، RR ، RS ، ZZ ، AA ، QZ) مع إضافة اسم الكوكبة المقابلة ( على سبيل المثال ، RR Lyr). تم تعيين المتغيرات التالية V 335 ، V 336 ، إلخ. (على سبيل المثال ، V 335 Cyg).

النجوم المتغيرة الفيزيائية

النجوم التي تتميز بشكل خاص لمنحنى الضوء ، والذي يعرض تغيرًا دوريًا سلسًا في الحجم الظاهري وتغيرًا في لمعان النجم عدة مرات (عادةً من 2 إلى 6) ، تسمى النجوم المتغيرة الفيزيائية أو سيفيدس. تم تسمية هذه الفئة من النجوم على اسم أحد ممثليها النموذجيين - النجم δ (دلتا) سيفيوس. يمكن أن تُنسب القيفانيات إلى عمالقة وعملاقين عملاقين من الفئتين الطيفية F و G. بسبب هذا الظرف ، من الممكن ملاحظتها من مسافات بعيدة ، بما في ذلك ما هو أبعد من نظامنا النجمي - المجرة. واحدة من أهم خصائص Cepheids هي الفترة. لكل نجم على حدة ، يكون ثابتًا بدرجة عالية من الدقة ، لكن الفترات تختلف باختلاف Cepheids (من يوم إلى عدة عشرات من الأيام). في Cepheids ، يتغير الطيف في وقت واحد مع الحجم الظاهر. هذا يعني أنه إلى جانب التغيير في لمعان Cepheids ، تتغير درجة حرارة الغلاف الجوي أيضًا بمعدل 1500 درجة. كشف انزياح الخطوط الطيفية في أطياف القيفائيين عن تغير دوري في سرعاتها الشعاعية. بالإضافة إلى ذلك ، يتغير نصف قطر النجم بشكل دوري. النجوم مثل δ Cephei هي أجسام صغيرة تقع بشكل أساسي بالقرب من المستوى الرئيسي لنظامنا النجمي - المجرة. تم العثور على Cepheids أيضًا ، لكنها أكبر سنًا وأقل إضاءة إلى حد ما. هذه النجوم ، التي وصلت إلى مرحلة Cepheid ، أقل كتلة وبالتالي تتطور بشكل أبطأ. يطلق عليهم نجوم برج العذراء دبليو. تشير هذه السمات المرصودة لـ Cepheids إلى أن أجواء هذه النجوم تشهد نبضات منتظمة. وبالتالي ، فإن لديهم شروطًا للحفاظ على عملية تذبذبية خاصة عند مستوى ثابت لفترة طويلة.

أرز. سيفيد

قبل وقت طويل من إمكانية معرفة طبيعة النبضات سيفيد، تم إثبات وجود علاقة بين فترتهم و لمعانهم. عند مراقبة Cepheids في سحابة Magellanic الصغيرة - أحد الأنظمة النجمية الأقرب إلينا - لوحظ أنه كلما كان الحجم الظاهري لـ Cepheid أصغر (أي أنه يبدو أكثر إشراقًا) ، زادت فترة تغيير سطوعه. تحولت هذه العلاقة إلى أن تكون خطية. من حقيقة أنهم جميعًا ينتمون إلى نفس النظام ، فقد تبع ذلك أن المسافات بينهم كانت عمليا واحدة. وبالتالي ، تبين أن الاعتماد المكتشف في وقت واحد هو تبعية بين الفترة P والحجم المطلق M (أو اللمعان L) للقيفيدس. يلعب وجود علاقة بين الفترة والحجم المطلق للقيفانيات دورًا مهمًا في علم الفلك: بفضل ذلك ، يتم تحديد المسافات إلى الأشياء البعيدة جدًا عندما لا يمكن تطبيق طرق أخرى.

بالإضافة إلى Cepheids ، هناك أيضًا أنواع أخرى نجوم متغيرة نابضة. أشهر هذه النجوم هي نجوم RR Lyrae ، والتي كانت تسمى سابقًا Cepheids ذات الفترة القصيرة بسبب تشابهها مع Cepheids العادية. نجوم RR Lyrae هي عمالقة من الفئة الطيفية A ، التي يتجاوز لمعانها لمعان الشمس بأكثر من 100 مرة. تتراوح فترات نجوم RR Lyrae من 0.2 إلى 1.2 يومًا ، ويصل اتساع تغيرات السطوع إلى مقدار واحد. نوع آخر مثير للاهتمام من المتغيرات النابضة هو مجموعة صغيرة من النجوم من نوع β Cephei (أو β Canis Major) ، تنتمي بشكل أساسي إلى عمالقة الفئات الفرعية الطيفية المبكرة B. حسب طبيعة التباين وشكل منحنى الضوء ، فإن هذه النجوم تشبه نجوم RR Lyrae ، تختلف عنها في تغيرات سعة صغيرة بشكل استثنائي. تتراوح الفترات من 3 إلى 6 ساعات ، وكما هو الحال في Cepheids ، هناك اعتماد للفترة على اللمعان.

بالإضافة إلى النجوم النابضة مع التغيير المنتظم في لمعانها ، هناك أيضًا عدة أنواع من النجوم تتغير منحنياتها الضوئية. من بين هؤلاء النجوم من نوع RV برج الثور، التي تتميز تغيرات لمعانها بتناوب الحدود الدنيا العميقة والضحلة ، والتي تحدث في فترة من 30 إلى 150 يومًا وبسعة تتراوح من 0.8 إلى 3.5 درجة. تنتمي نجوم RV Tauri إلى الأنواع الطيفية F أو G أو K. نجوم من نوع m Cepheiتنتمي إلى الفئة الطيفية M وتسمى المتغيرات شبه الدائرية الحمراء. تتميز أحيانًا بوجود مخالفات قوية جدًا في تغيير اللمعان ، والتي تحدث على مدى عدة عشرات إلى عدة مئات من الأيام. بجانب المتغيرات شبه المنتظمة في مخطط لمعان الطيف توجد نجوم من الفئة M ، حيث لا يمكن اكتشاف تكرار تغيرات اللمعان (المتغيرات غير المنتظمة). يوجد أسفلها نجوم ذات خطوط انبعاث في الطيف تغير لمعانها بسلاسة على فترات زمنية طويلة جدًا (من 70 إلى 1300 يومًا) وضمن حدود كبيرة جدًا. الممثل الرائع لهذا النوع من النجوم هو o (omicron) Kita ، أو ما يسمى بـ Mira. هذه الفئة من النجوم تسمى المتغيرات طويلة المدى مثل ميرا كيتا. يتقلب طول فترة النجوم المتغيرة طويلة المدى حول متوسط ​​القيمة التي تتراوح من 10٪ في كلا الاتجاهين.

بين النجوم القزمية ذات الإضاءة المنخفضة ، هناك أيضًا متغيرات من أنواع مختلفة ، العدد الإجمالي منها أقل بحوالي 10 مرات من عدد العمالقة النابضة. تظهر هذه النجوم تنوعها في شكل ثورات دورية متكررة ، يتم تفسير طبيعتها من خلال أنواع مختلفة من المواد ، أو الانفجارات البركانية. لذلك ، تسمى هذه المجموعة الكاملة من النجوم ، جنبًا إلى جنب مع النجوم الجديدة المتغيرات البركانية. من الجدير بالذكر أن من بينها نجوم ذات طبيعة مختلفة تمامًا ، سواء في المراحل الأولى من تطورها أو استكمال مسار حياتها. يجب النظر في النجوم الأصغر سنًا ، والتي لم تكمل بعد عملية تقلص الجاذبية متغيرات من النوع τ (تاو) الثور. هذه أقزام من الطبقات الطيفية ، غالبًا ما توجد بأعداد كبيرة ، على سبيل المثال ، في سديم الجبار. النجوم من نوع RW Aurigae ، التي تنتمي إلى فئات طيفية من B إلى M ، متشابهة جدًا معها.بالنسبة لجميع هذه النجوم ، يحدث التغيير في اللمعان بشكل غير صحيح بحيث لا يمكن تحديد أي انتظام.

النجوم المتغيرة الانفجارية من نوع خاص ، والتي لوحظ فيها انفجار (زيادة حادة مفاجئة في اللمعان) بما لا يقل عن 7-8 درجات مرة واحدة على الأقل ، تسمى جديد. عادة ، أثناء انفجار نجم جديد ، يتناقص الحجم الظاهري للنجم بمقدار 10 م -13 م ، وهو ما يتوافق مع زيادة اللمعان بعشرات ومئات الآلاف من المرات. بعد الانفجار ، النجوم الجديدة أقزام حارة جدا. في المرحلة القصوى للانفجار ، يشبهون العمالقة الفائقة من الفئات A - F. إذا لوحظ انفجار نفس النجم الجديد مرتين على الأقل ، فإن مثل هذا الانفجار الجديد يسمى متكررًا. الزيادة في اللمعان في المستعرات المتكررة أقل إلى حد ما مما كانت عليه في المستعرات النموذجية. في المجموع ، يُعرف حاليًا حوالي 300 نجم جديد ، ظهر حوالي 150 منها في مجرتنا وأكثر من 100 نجم - في سديم أندروميدا. في المستعرات السبع المتكررة المعروفة ، لوحظ ما مجموعه حوالي 20 حالة تفشي. العديد من المستعرات (وربما كلها) والمستعرات المتكررة هي ثنائيات قريبة. بعد الانفجار ، تظهر المستعرات غالبًا تقلبًا ضعيفًا. يظهر التغيير في لمعان النجم الجديد أنه أثناء الانفجار يحدث انفجار مفاجئ بسبب عدم الاستقرار الذي نشأ في النجم. وفقًا لفرضيات مختلفة ، يمكن أن ينشأ عدم الاستقرار هذا في بعض النجوم الساخنة نتيجة عمليات داخلية تحدد إطلاق الطاقة في النجم ، أو بسبب تأثير بعض العوامل الخارجية.

المستعرات الأعظمية

النجوم المتفجرة هي نجوم تشتعل بنفس طريقة اشتعال النجوم الجديدة وتصل إلى مقادير مطلقة من -18 م إلى -19 م وحتى -21 م كحد أقصى. المستعرات الأعظمية لديها زيادة في لمعانها بأكثر من عشرات الملايين من المرات. إجمالي الطاقة المنبعثة من المستعر الأعظم أثناء الوميض أكبر بآلاف المرات من المستعر الأعظم. تم تسجيل حوالي 60 انفجار سوبرنوفا في مجرات أخرى بالتصوير الفوتوغرافي ، وغالبًا ما تبين أن لمعانها يمكن مقارنته مع اللمعان المتكامل للمجرة بأكملها التي حدث فيها الانفجار. وفقًا لأوصاف الملاحظات السابقة التي تم إجراؤها بالعين المجردة ، تم إثبات عدة حالات لانفجارات سوبر نوفا في مجرتنا. أكثرها إثارة للاهتمام هو المستعر الأعظم 1054 ، الذي اندلع في كوكبة برج الثور ولاحظ علماء الفلك الصينيون واليابانيون أنه "نجم ضيف" ظهر فجأة ، والذي بدا أكثر إشراقًا من كوكب الزهرة وكان مرئيًا حتى خلال النهار. على الرغم من أن هذه الظاهرة تشبه اندلاع نوفا عادي ، إلا أنها تختلف عنها في نطاقها ، ومنحنى الضوء والطيف السلس والمتغير ببطء. يتميز نوعان من المستعرات الأعظمية بطابع الطيف بالقرب من حقبة الحد الأقصى. من الأمور ذات الأهمية الكبيرة المستعرات التي تتوسع بسرعة ، والتي تم العثور عليها في العديد من الحالات في موقع المستعرات الأعظمية من النوع الأول. ومن أبرزها سديم السرطان المشهور في كوكبة الثور. يشير شكل خطوط الانبعاث لهذا السديم إلى تمدده بسرعة حوالي 1000 كم / ثانية. الأبعاد الحالية للسديم تجعل التوسع بهذا المعدل لا يمكن أن يبدأ قبل أكثر من 900 عام ، أي في الوقت المناسب تمامًا لانفجار سوبرنوفا عام 1054.

النجوم النابضة

في أغسطس 1967 ، في مدينة كامبريدج الإنجليزية ، تم تسجيل انبعاث الراديو الكوني ، والذي جاء من مصادر ثابتة في شكل نبضات صافية متتالية واحدة تلو الأخرى. يمكن أن تتراوح مدة النبض الفردي لمثل هذه المصادر من بضعة أجزاء من الألف من الثانية إلى عدة أعشار من الثانية. تجعل حدة النبضات وصحة تكراراتها من الممكن تحديد فترات نبضات هذه الكائنات بدقة كبيرة ، والتي تم تسميتها النجوم النابضة. تبلغ فترة أحد النجوم النابضة 1.34 ثانية تقريبًا ، بينما تتراوح فترات النجوم الأخرى من 0.03 إلى 4 ثوانٍ. حاليًا ، هناك حوالي 200 نجم نابض معروف. ينتج كل منهم انبعاثًا لاسلكيًا عالي الاستقطاب على نطاق واسع من الأطوال الموجية ، تزداد شدتها بشكل حاد مع زيادة الطول الموجي. هذا يعني أن للإشعاع طبيعة غير حرارية. كان من الممكن تحديد المسافات إلى العديد من النجوم النابضة ، والتي اتضح أنها في نطاق من مئات إلى آلاف الفرسخ ، مما يشير إلى القرب النسبي من الأشياء التي من الواضح أنها تنتمي إلى مجرتنا.

الأكثر شهرة النجم النابض، والذي يُشار إليه عادةً بالرقم NP 0531 ، يتطابق تمامًا مع أحد النجوم في مركز سديم السرطان. أظهرت الملاحظات أن الإشعاع الضوئي لهذا النجم يختلف أيضًا مع نفس الفترة. في اندفاع ، يصل النجم إلى 13 مترًا ، وبين النبضات غير مرئي. يتم أيضًا اختبار نفس النبضات من هذا المصدر بواسطة الأشعة السينية ، التي تزيد قوتها 100 مرة عن قوة الإشعاع الضوئي. إن تزامن أحد النجوم النابضة مع مركز مثل هذا التكوين غير العادي مثل سديم السرطان يشير إلى أنها مجرد أجسام تتحول إليها المستعرات الأعظمية بعد التوهجات. إذا كانت انفجارات المستعرات الأعظمية تنتهي بالفعل بتكوين مثل هذه الأجسام ، فمن الممكن تمامًا أن تكون النجوم النابضة عبارة عن نجوم نيوترونية ، وفي هذه الحالة ، مع كتلتها حوالي 2 كتلة شمسية ، يجب أن يكون نصف قطرها حوالي 10 كيلومترات. عند ضغطها على مثل هذه الأبعاد ، تصبح كثافة المادة أعلى من كثافة النواة ، ويتسارع دوران النجم إلى عدة عشرات من الدورات في الثانية. على ما يبدو ، فإن الفترة الزمنية بين النبضات المتتالية تساوي فترة دوران النجم النيوتروني. ثم يتم تفسير النبض من خلال وجود مخالفات ، نقاط ساخنة غريبة ، على سطح هذه النجوم. من المناسب هنا أن نتحدث عن "سطح" ، لأنه في مثل هذه الكثافة العالية تكون المادة أقرب في خصائصها إلى الجسم الصلب. يمكن أن تعمل النجوم النيوترونية كمصادر للجسيمات النشطة التي تدخل باستمرار إلى السدم المرتبطة بها مثل سديم السرطان.

الصورة: انبعاث راديو من سديم السرطان