muutlikud tähed
Muutuvad tähed on tähed, mille heledus muutub. Tähed varjutavad muutuvaid ja füüsiliselt muutuvaid. Esimesel juhul täht ise oma heledust ei muuda, lihtsalt üks täht katab liikudes teise ja vaatleja näeb tähe heleduse muutumist. Nende tähtede hulka kuulub Algol (Perseuse tähtkuju).
Füüsikalisi muutujaid nimetatakse tähtedeks, mis muudavad oma heledust suhteliselt lühikese aja jooksul tähes endas toimuvate füüsikaliste protsesside tulemusena. Olenevalt varieeruvuse olemusest on pulseerivad muutujad ja purskemuutujad, uued ja supernoovad, mis on eruptiivsete muutujate erijuhtum, samuti pulsarid ja lähedased kaksiktähed (koos aine liikumisega ühest komponendist teise). Praegu on teada kümneid tuhandeid füüsiliselt muutuvaid tähti.
Kõigil muutuvatel tähtedel, sealhulgas varjutusmuutujatel, on eritähised, välja arvatud juhul, kui neid on eelnevalt tähistatud kreeka tähestiku tähega. Iga tähtkuju esimesed 334 muutuvat tähte on tähistatud ladina tähestiku tähtede jadaga R, S, T, ..., Z, RR, RS, ... ..., RZ, SS, ST, .. ., SZ, ..., ZZ, AA, .... AZ, ..., QQ, ..., QZ koos vastava tähtkuju nime lisamisega (nt RR Lyr). Järgmised muutujad on tähistatud V 335, V 336 jne. (nt V 335 Cyg)
Vaatleme nüüd kõiki teadaolevaid füüsikaliselt muutuvate tähtede klasse.
Tsefeidid. Tsefeidid on füüsikalised muutlikud tähed, mida iseloomustab valguskõvera eriline kuju. Tähe näiv suurus muutub ajas sujuvalt ja perioodiliselt ning vastab tähe heleduse mitmekordsele muutumisele (tavaliselt 2 kuni 6). Polaris kuulub tsefeidide hulka. Ammu on avastatud, et see muudab oma sära üsna tühistes piirides.
See tähtede klass on oma nime saanud ühe selle tüüpilise esindaja - tähe d Cephei järgi.
Tsefeidid kuuluvad F ja G klassi hiiglastele ja superhiiglastele. See asjaolu võimaldab neid vaadelda suurtest kaugustest, sealhulgas kaugelt meie tähesüsteemi – galaktika – piiridest.
Periood on tsefeidide üks olulisemaid tunnuseid. Iga antud tähe puhul on see suure täpsusega konstantne, kuid erinevatel tsefeididel on perioodid väga erinevad (päevast mitmekümne päevani).
Samaaegselt näiva magnituudiga muutub tsefeidide spekter keskmiselt ühe spektriklassi piires, mis tähendab, et tsefeidide heleduse muutusega kaasneb nende atmosfääri temperatuuri muutus keskmiselt 1500 ° võrra.
Tsefeidide spektrites leiti radiaalkiiruste perioodiline muutus spektrijoonte nihkest. Joonte suurim nihe punasele küljele toimub minimaalsel ja sinisel - heleduse maksimumil. Seega muutub perioodiliselt ka tähe raadius.
D-tüüpi Cephei tähed on noored objektid, mis asuvad peamiselt meie tähesüsteemi põhitasandi - galaktika - lähedal. Kerakujulistes täheparvedes leiduvad tsefeidid on vanemad ja veidi vähem helendavad. Need on vähem massiivsed ja seetõttu ka aeglasemalt arenevad tähed, mis on jõudnud tsefeidi staadiumisse. Neid nimetatakse Virgo W tähtedeks.
Kirjeldatud tsefeidide täheldatud tunnused näitavad, et nende tähtede atmosfäär kogeb regulaarset pulsatsiooni. Järelikult on neil tingimused spetsiaalse võnkeprotsessi pikaajaliseks konstantsel tasemel hoidmiseks.
Päikese-taolise tähe mehaaniliste võnkumiste perioodiks kujuneb umbes kolm tundi. Päike pulseerib tõesti väga nõrgalt, perioodidega alla 2-3 tunni. Kuid selleks, et sellised pulsatsioonid jõuaksid selliste märkimisväärsete amplituudideni, nagu on täheldatud tsefeididel, peab olema teatud mehhanism, mis annab nendeks võnkumiseks energiat.
Praegu arvatakse, et see energia tuleneb tähe kiirgusest ja võnkumiste kogunemine toimub teatud tüüpi klapimehhanismi tõttu, kui tähe väliskihtide läbipaistmatus lükkab osa sisemistest kihtidest tuleva kiirguse edasi. .
Arvutused näitavad, et tegelikult mängib sellise klapi rolli tähe see kiht, milles heelium on osaliselt ioniseeritud (samas kui vesinik ja muud elemendid on peaaegu täielikult ioniseeritud). Neutraalne heelium on läbipaistmatu tähe ultraviolettkiirgusele, mis jääb püsima ja soojendab gaasi. See kuumenemine ja selle põhjustatud paisumine aitab kaasa heeliumi ionisatsioonile. kiht muutub läbipaistvaks, väljundkiirgusvoog suureneb. Kuid see viib jahtumiseni ja kokkusurumiseni, mille tõttu heelium muutub taas neutraalseks ja kogu protsess kordub uuesti.
Selle mehhanismi rakendamiseks on vaja, et teatud sügavusel tähe pinna all, kus tihedus on juba üsna kõrge, saavutataks heeliumi ioniseerimiseks just vajalik temperatuur. See on võimalik ainult tähtede puhul, millel on teatud efektiivse temperatuuri väärtus, st. heledused. Selle tulemusena on pulseerimine võimalik ainult teatud tähtede puhul.
Kui eeldada, et tsefeidide puhul on mingi seos massi ja heleduse vahel, siis peaksime seose tõttu eeldama perioodi ja heleduse olemasolu ja seost.
Sellise sõltuvuse olemasolu tehti kindlaks ammu enne seda, kui suudeti selgitada tsefeidide pulsatsioonide olemust. Uurides tsefeide ühes meile kõige lähemal asuvas tähesüsteemis (Väikeses Magellani Pilves), täheldati, et mida väiksem on tsefeidi näiv suurusjärk (st mida heledam see tundub), seda pikem on tema heleduse muutumise periood. . See suhe osutus lineaarseks. Sellest, et kõik uuritud tähed kuulusid samasse süsteemi, järeldas, et kaugused nendeni olid peaaegu samad. Seetõttu osutus avastatud sõltuvus tsefeidide puhul samaaegselt sõltuvuseks perioodi P ja absoluutse suuruse M (või heledus L) vahel.
Peamine raskus selle sõltuvuse nullpunkti määramisel seisneb selles, et kaugusi ühegi teadaoleva tsefeiidini ei saa määrata trigonomeetriliselt ja kasutada tuleb palju vähem usaldusväärseid kaudseid meetodeid.
Perioodi ja tsefeidide absoluutsuuruse vahelise seose olemasolu mängib astronoomias äärmiselt olulist rolli: see määrab kaugused väga kaugete objektideni, kui muid meetodeid ei saa rakendada.
Lisaks tsefeididele on veel mitut tüüpi pulseerivaid muutuvaid tähti. Kõige kuulsam nende seas RR Lyra tähed, mida varem nimetati lühiajalisteks tsefeidideks, kuna nende omadused sarnanevad tavaliste tsefeididega. RR Lyrae tähed on A spektriklassi hiiglased. Nad hõivavad Hertzsprung-Russelli diagrammil väga kitsa lõigu, mis vastab peaaegu samale heledusele kõigi seda tüüpi tähtede puhul, mis on rohkem kui sada korda suurem kui Päikese heledus. RR Lyrae tähtede perioodid jäävad vahemikku 0,2–1,2 päeva. Heleduse muutuse amplituud ulatub ühe tähesuuruseni.
Huvitav kõikuvate muutujate tüüp on väike rühm Cephei b-tüüpi tähed(või tüüp b Canis Major), mis kuulub peamiselt varaste spektraalklasside B hiiglaste hulka (keskmiselt klass B2-3). Hertzsprung-Russelli diagrammil asuvad need põhijada ülaosast paremal. Muutuvuse olemuse ja valguskõvera kuju poolest meenutavad need tähed RR Lyrae tähti, erinedes neist erakordselt väikese amplituudimuutuse poolest, mitte rohkem kui 0,2 m. Perioodid jäävad vahemikku 3 kuni 6 tundi ja sarnaselt tsefeidide puhul on perioodi sõltuvus heledusest. Radiaalkiiruse kõverad muutuvad sageli faasis, kujus ja amplituudis.
Lisaks pulseerivatele tähtedele, mille heledus muutub korrapäraselt, on veel mitut tüüpi tähti, mille valguskõverad muutuvad. Nende hulgas paistavad silma RV-tüüpi tähed Sõnn, milles heleduse muutusi iseloomustab sügavate ja madalate miinimumide vaheldumine, mis toimub 30 kuni 150 päeva jooksul ja amplituudiga 0,8 kuni 3,5 magnituudi. RV Taurus tüüpi tähed kuuluvad spektriklassidesse F, G või K. Paljudel neist on spektris eredad emissioonijooned maksimumi ajastu lähedal ja titaanist neeldumisribad miinimumi lähedal. See viitab sellele, et RV Tauri tähtede spekter ühendab nii kuumade tähtede varajaste spektritüüpide kui ka hiliste külmade tähtede tunnused. RV Tauri tähed on vahelüli tsefeidide ja muud tüüpi pulseerivate muutujate vahel.
M-tüüpi Cephei tähed kuuluvad spektriklassi M ja neid nimetatakse punasteks poolregulaarseteks muutujateks. Mõnikord eristatakse neid väga tugevate ebakorrapärasustega heleduse muutumises, mis ilmneb mitmekümne kuni mitmesaja päeva jooksul.
Spektri-heleduse diagrammil poolregulaarsete muutujate kõrval on M klassi tähed, mille puhul ei ole võimalik tuvastada heleduse muutuste korratavust (valed muutujad). Nende all on tähed, mille spektris on emissioonijooned, mis muudavad oma heledust sujuvalt väga pikkade ajavahemike jooksul (70 kuni 1300 päeva) ja väga suurtes piirides (kuni 10 m). Seda tüüpi tähtede tähelepanuväärne esindaja on "omikroon" (o) Kita või, nagu seda muidu nimetatakse, Mira (Imeline). Selle avastas saksa astronoom D. Fabricius. 1596. aastal oli see taevas nähtav, siis kadus ja ilmus alles 1609. aastal.
Maailma tähe järgi nimetatakse kogu seda tähtede klassi Mira Ceti tüüpi pika perioodi muutujateks ehk Miriidideks. Mirida- pulseerivad tähed, mille heledus muutub suuruse kõikumise tõttu. Nende tähtede spektrid sisaldavad alati vesiniku (maksimaalselt) või metallide (enne miinimumi) emissioonijooni. Pikaajaliste muutuvate tähtede perioodi pikkus kõigub mõlemas suunas keskmise väärtuse ümber vahemikus 10%.
Vaatlusalused pulseerivate muutujate rühmad moodustavad ühe tähtede jada, mille pulsatsiooniperiood (või -tsükkel) suureneb. See jada ilmneb eriti selgelt, kui võtta arvesse teatud tüüpi perioodi teatud väärtusega tähtede arvu teatud ruumis. Enamiku pulseerivate muutujate perioodid on lähedased 0d.2 (RR Lyra tüüp), 0d.5 ja 5d (tsefeidid), 15d (Neitsi W-tüüpi tsefeidid), l00d (poolregulaarsed) ja 300d (pika perioodi muutujad) . Kõik need tähed
kuuluda hiiglastele, s.t. tänapäevaste ideede kohaselt tähtede evolutsiooni kohta objektidele, mis on läbinud põhijada olemise etapi.
Edasine evolutsiooni tee vastab liikumisele Hertzsprung-Russelli diagrammil paremale. Sel juhul peavad kõik põhijada ülemise osa tähed ületama ülalmainitud ebastabiilsuse riba ning massiivsed tähed läbivad selle kaks korda ja viibivad sellel kauem.
Lisaks tsefeididele iseloomulikule ebastabiilsusele võib Hertzsprung-Russelli diagrammil olla teisigi ebastabiilsuse piirkondi, mis vastavad teistele pulseerivatele muutujatele. Seega on pulsatsioonid suure tõenäosusega loodusnähtus, mis eristab mõningaid tähtede evolutsiooni etappe.
Väiksema heledusega tähtede (kääbuste) hulgas on ka erinevat tüüpi muutujaid, mille teadaolev koguarv on ligikaudu 10 korda väiksem pulseerivate hiiglaste arvust. Kõik need avaldavad oma varieeruvust korduvate sähvatustena, mida võib seletada mitmesuguste aineheitmete – pursketega. Seetõttu nimetatakse kogu seda tähtede rühma koos uute tähtedega eruptiivsed muutujad.
Tuleb aga meeles pidada, et siin osutusid kõige erinevama loomuga tähed nii oma evolutsiooni algfaasis kui ka oma eluteed lõpetamas.
Arvestada tuleks ilmselt noorimate tähtedega, mis pole veel gravitatsiooni kokkutõmbumise protsessi lõpule viinud T-tüüpi Taurus muutujad(T Tau). Need on spektriklassidesse kuuluvad kääbused, enamasti F-G, mille kiirgusjooned spektris meenutavad päikesekromosfääri heledaid jooni. Neid leidub arvukalt näiteks Orioni udukogus.
Väga sarnane nendega staarid nagu RW Aurigae(RW Aur), mis kuulub spektriklassidesse B kuni M. Kõigi nende tähtede heleduse muutus on nii ebaregulaarne, et seaduspärasust pole võimalik tuvastada. Kaootilised heleduse muutused võivad ilmneda amplituudiga kuni 3 m ja mõnikord kuni 1 m tunni jooksul.
T Tauri tähti leidub kõige sagedamini rühmadena, eriti suurtes gaasi- ja tolmuudukogudes. Väikesi heledaid udukogusid täheldatakse ka otse nende tähtede endi ümber, mis viitab ulatuslike gaasiliste kestade olemasolule neis. Aine liikumine neis kestades, mis on seotud tähe gravitatsioonilise kokkutõmbumise protsessiga, on ilmselt selle kaootilise muutlikkuse põhjuseks. Sellest järeldub, et T Tauri tähed on noorimad moodustised, mida võib juba staarideks pidada. Tuntakse isegi nooremaid objekte – infrapunakiirguse allikaid. Kuid need pole veel tähed, vaid gaasi-tolmupilved, mis tõmbuvad kokku täheeelseteks kehadeks (protostaarideks).
UV Ceti välgutähed esinevad alati nendes piirkondades, kus on Taurus tüüpi muutujaid. Need on spektriklassi K ja M kääbused. Nende spektris on ka kaltsiumi ja vesiniku emissioonijooned. Neid eristab erakordselt kiire heleduse suurenemine episoodiliste sähvatuste ajal: vähem kui minutiga võib kiirgusvoog kümnekordistada. Pärast seda poole tunni või tunniga naaseb see algsele tasemele. Põletuse ajal suureneb ka emissioonijoonte heledus. Nähtuse olemus meenutab tugevalt kromosfäärilist sähvatust Päikesel, mis erineb aga palju suuremas ulatuses. UV-Ceti tähed on suure tõenäosusega gravitatsioonilise kokkutõmbumise lõppfaasis.
Be-tüüpi staarid. Massiivseid, kiiresti arenevaid tähti on evolutsiooni varases staadiumis palju keerulisem tabada. Sellegipoolest on B-klassi kuumade, valdavalt kiire pöörlemisega tähtede hulgas sageli tähti, mille emissioonijooned kuuluvad vesinikule, mõnikord heeliumile ja muudele elementidele. Reeglina eristuvad sellised tähed muutuva spektri järgi ja muudavad oma heledust 0,1-0,2 m võrra ning need muutused on oma olemuselt ebaregulaarsed ja on ilmselt seotud kiirest pöörlemisest tingitud aine väljavooluga. Be staaride massid on suurusjärgus 10M¤. Ilmselt on tegemist hiljuti moodustunud noorte objektidega.
Wolf-Rayet tüüpi tähed(tähistatud WR) moodustavad väikese rühma tähti, mis kuuluvad meie galaktika heledaimate objektide hulka. Nende absoluutsuurus on keskmiselt -4m ja teadaolev koguarv ei ületa 200. WR-tüüpi tähtede spektrid koosnevad laiadest heledatest joontest, mis kuuluvad kõrge ionisatsioonipotentsiaaliga aatomitele ja ioonidele (H, 1 He, 2 He, 3 C, 3 N , 3 O jne) kantud tugevale pidevale taustale. Spektrijoonte kuju näitab neid tähti ümbritsevate kestade laienemist, mis toimub kiirendusega. Joontes eralduv energia on võrreldav pidevas spektris oleva energiaga. Selle allikaks on väga kuuma tähe võimas ultraviolettkiirgus, mille efektiivne temperatuur ulatub 100 000 K-ni! Ilmselt on sellise kuuma kiirguse valgusrõhk WR-tüüpi tähtede atmosfääris täheldatud aatomite kiirenenud liikumise põhjuseks. Nagu Be tähed, on need noored objektid, sageli kahendsüsteemid.
Koos kokkusurumis- või paisumisprotsessidega võib tähe heledus muutuda, kuna pinnale tekivad tumedad ja heledad laigud. Ümber oma telje pöörlev täht pöördub vaatleja poole kas heleda või tumeda küljega. Mõnel tähel hõivavad tumedad laigud suuri alasid, nii et varieeruvus muutub märgatavaks. Päikesel suureneb perioodiliselt ka tumedate laikude arv. On kindlaks tehtud, et kui Päikese nähtavast ketast läbivad tumedad laigud, satub Maale vähem valgust. Seega võib Päikest pidada täpiliseks muutlikuks täheks.
Uued tähed. Mõiste "uus" täht ei tähenda sugugi äsja tekkinud tähe ilmumist, vaid peegeldab vaid teatud etappi mõne tähe muutlikkuses. Uusi tähti nimetatakse eritüübilisteks eruptiivseteks muutuvateks tähtedeks, mille puhul vähemalt korra täheldati äkilist ja järsku heleduse suurenemist (sähvatus) vähemalt 7-8 magnituudi võrra. Kõige sagedamini väheneb sähvatuse ajal tähe näiv suurusjärk 10–13 m, mis vastab heleduse suurenemisele kümneid ja sadu tuhandeid kordi. Keskmiselt ulatub absoluutne suurus maksimumil 8,5 meetrini. Pärast puhangut on uued tähed väga kuumad kääbused. Maksimaalses sähvatusfaasis näevad nad välja nagu A-F spektritüüpi superhiiglased.
Nagu vaatlused näitavad, süttib meie galaktikas igal aastal umbes sada uut tähte.
Kui sama uue tähe puhangut täheldati vähemalt kaks korda, siis sellist uut nimetatakse korduvaks. Korduvates noovides on heleduse kasv reeglina mõnevõrra väiksem kui tüüpilistes noovides.
Pärast puhangut on noovadel sageli nõrk varieeruvus.
Uute tähtede valguskõverad on erilise kujuga, mis võimaldab jagada kõik nähtused mitmeks etapiks. Esialgne heleduse tõus toimub väga kiiresti (2-3 päeva), kuid veidi enne maksimumi heleduse kasv mõnevõrra aeglustub (lõplik tõus). Pärast maksimumi heledus väheneb, püsides aastaid. Heleduse langus esimese kolme suuruse võrra on tavaliselt sujuv. Mõnikord on sekundaarsed maksimumid. Sellele järgneb üleminekuetapp, mida eristab kas heleduse sujuv vähenemine veel kolme magnituudi võrra või selle kõikumine. Mõnikord on heleduse järsk langus, millele järgneb aeglane tagasipöördumine eelmisele väärtusele. Lõplik sära langus on üsna järkjärguline. Selle tulemusena omandab täht sama heleduse nagu enne puhangut.
Kirjeldatud pildil uue tähe heleduse muutumisest on näha, et puhangu ajal toimub äkiline plahvatus, mille põhjustab tähes tekkinud ebastabiilsus. Erinevate hüpoteeside kohaselt võib see ebastabiilsus tekkida mõnel kuumal tähel tähe energia vabanemist määravate sisemiste protsesside tulemusena või mõne välisteguri mõjul.
Noova plahvatuse võimalikuks põhjuseks on ainevahetus lähedaste binaarsüsteemide komponentide vahel, kuhu kõik sellised tähed kuuluvad. Paaris on üks täht reeglina peajada täht, teine valge kääbus. Tavaline täht on valge kääbuse mõjul tugevalt deformeerunud. Sellest tulev plasma hakkab voolama valgele kääbusele, moodustades selle ümber helendava ketta. Aine langemisel valgele kääbusele tekib kõrge temperatuuri ja tihedusega gaasikiht, prootonite kokkupõrked põhjustavad termotuumareaktsiooni. Just see termotuumaplahvatus valge kääbuse pinnal viib kogunenud ümbrise väljutamiseni. Vaatleja näeb kesta sära kui uue tähe välgatust. Noovaplahvatuse käigus vabanev energia koguhulk ületab 10 45 -10 46 erg. Päike kiirgab kümnete tuhandete aastate jooksul nii palju energiat! Sellest hoolimata on see oluliselt väiksem kui tähe kogu termotuumaenergia varu. Selle põhjal arvatakse, et uue tähe plahvatusega ei kaasne tema üldise struktuuri muutumine, vaid see mõjutab ainult pinnakihte.
Plahvatusel tekkiva gaasi kuumenemise tagajärjeks on tähe poolt aine väljapaiskumine, mille tulemusel eralduvad temast väliskihid - kestad massiga 10 -4 -10 -5 M¤. See kest paisub tohutu kiirusega mitmesajast kuni 1500-2000 km/sek. Täht heidab selle kiiresti maha ja moodustab selle tulemusena enda ümber udukogu. Peaaegu kõigi meile lähimate noovide ümbert on leitud laienevaid gaasiudusid.
Purske algfaasis, kui kesta raadius suureneb paisumise tagajärjel sadu kordi, väheneb tähe väliskihtide tihedus ja temperatuur. Esialgu omandab kuum O-klassi täht A-F klassi spektri. Kuid vaatamata jahtumisele suureneb tähe summaarne heledus kiiresti tänu võimsale gaaside kuma ja ümbrise raadiuse suurenemisele. Seetõttu on uuel tähel veidi enne maksimumi ülihiiglase spekter.
Selles etapis on noova spektril kõik A- või F-klassi superhiiglastele omased tunnused (kitsad jooned, mille hulgast paistavad silma vesinikujooned). Selle spektri, mida nimetatakse premaksimaalseks, oluliseks tunnuseks on aga neeldumisjoonte tugev nihkumine violetseks, mis vastab kiirgava aine lähenemisele meile kiirusega mitukümmend või sadu kilomeetrit sekundis. Praegusel ajal on tihe kest laienenud, mis uuel praegusel etapil on.
Maksimaalselt muutub spektri vorm järsult. Ilmub nn põhispekter. Selle jooned on nihkunud violetseks koguses, mis vastab umbes 1000 km/sek paisumiskiirusele. Selle spektri muutuse põhjus on seotud asjaoluga, et selle laienedes muutub kest õhemaks ja seetõttu läbipaistvamaks. Seetõttu tulevad nähtavale selle sügavamad kihid, mis liiguvad palju kiiremini. Vahetult pärast maksimumi ilmuvad noova spektrisse eredad, väga laiad emissioonijooned peamiselt vesinikule, rauale ja titaanile kuuluvate ribadena. Kõik need ribad hõivavad kogu spektrivahemiku põhispektri vastavast violetse nihkega neeldumisjoonest kuni sama joone nihutamata positsioonini. See tähendab, et kest muutub juba nii haruldaseks, et selle erinevad kihid on nähtavad, millel on kõik võimalikud kiirused.
Kui see heleduse vähenemine on umbes 1 m, ilmub hajusädemete spekter, mis koosneb tugevalt määrdunud vesiniku ja ioniseeritud metallide neeldumisjoontest ning spetsiifilistest heledatest ribadest. Hajusädemete spekter paikneb põhispektri peal, suurendades järk-järgult intensiivsust. Edaspidi lisandub sellele kuumadele B-klassi tähtedele omane nn orioni spekter, hajus-sädeme ja seejärel Orioni spektrite ilmumine näitab, et täht paiskab ainet välja kasvava kiirusega järk-järgult sügavamast ja kuumemast. kihid.
Üleminekufaasi alguseks hajussädemete spekter kaob ja orioonid saavutavad maksimaalse intensiivsuse. Pärast ka viimase kadumist tekivad uue tähe pideva spektri taustal, mida läbivad laiad neeldumisribad, ja järk-järgult suurenevad emissioonijooned, mida täheldatakse haruldaste gaasiliste udukogude spektrites (udustaadium). See viitab kestamaterjali veelgi tugevamale hõrenemisele.
supernoovad. Supernoovad on tähed, mis süttivad nagu uued tähed ja ulatuvad maksimaalse absoluutse tähesuurusega vahemikus -18 m kuni -19 m ja isegi -21 m. Heleduse suurenemine toimub rohkem kui 19 m, s.o kümneid miljoneid kordi. Supernoova puhangu ajal kiirgav koguenergia ületab 10 48–10 49 erg, mis on tuhandeid kordi rohkem kui noovadel.
Supernoovad tekivad tähe plahvatuse tagajärjel, kui suurem osa selle massist lendab laiali kiirusega kuni 10 000 km/s ja ülejäänu surutakse kokku ülitihedaks neutrontäheks.
Fotoga on jäädvustatud umbes 60 supernoova plahvatust teistes galaktikates ja sageli osutus nende heledus võrreldavaks kogu galaktika integraalse heledusega, milles plahvatus toimus. Supernoovad on tähtede eluea lõpp, mis on Päikesest 8-10 korda massiivsemad, sünnitavad neutrontähti ja rikastavad tähtedevahelist keskkonda raskete elementidega.
Varasemate palja silmaga tehtud vaatluste kirjelduste kohaselt oli meie galaktikas võimalik tuvastada mitmeid supernoova plahvatuste juhtumeid. Huvitavaim neist on annaalides mainitud 1054. aasta supernoova, mis lahvatas Sõnni tähtkujus ja mida Hiina ja Jaapani astronoomid jälgisid ootamatult ilmunud "külalise tähe" kujul, mis tundus heledam kui Veenus ja oli näha isegi päeval.
Veel ühte sarnase nähtuse tähelepanekut 1572. aastal kirjeldas palju üksikasjalikumalt Taani astronoom Tycho Brahe. Märgiti ära "uue" tähe äkiline ilmumine Kassiopeia tähtkujus. Mõne päeva jooksul hakkas see oma heledust kiiresti suurendav täht paistma heledamana kui Veenus.
Peagi hakkas selle kiirgus tasapisi nõrgenema ning väljasuremisega kaasnesid intensiivsuse kõikumised ja väikesed sähvatused. Kahe aasta pärast ei olnud see enam palja silmaga nähtav.
1604. aastal täheldas Kepler Ophiuchuse tähtkujus supernoovat. Kuigi see nähtus sarnaneb tavalise noova puhanguga, erineb see sellest oma ulatuse, sujuva ja aeglaselt muutuva valguskõvera ja spektri poolest.
Maksimumiajastu lähedase spektri iseloomu järgi eristatakse kahte tüüpi supernoovasid.
Maksimumilähedased I tüüpi supernoovad eristuvad pideva spektriga, milles jooni pole näha. Hiljem tekivad väga laiad emissiooniribad, mille asukoht ei ühti ühegi teadaoleva spektrijoonega. Nende ribade laius vastab gaaside paisumisele kiirusel kuni 6000 km/s. Ribade intensiivsus, struktuur ja asend muutuvad sageli aja jooksul. Kuus kuud pärast maksimumi ilmuvad ribad, mida saab tuvastada neutraalse hapniku spektriga.
II tüüpi supernoovade puhul on heledus maksimumil mõnevõrra väiksem kui I tüüpi supernoovadel. Nende spektreid eristab ultraviolettluminestsentsi suurenemine. Nagu tavaliste noovide spektrites, on neil neeldumis- ja emissioonijooned, mis on identifitseeritud vesiniku, ioniseeritud lämmastiku ja muude elementidega.
Suurt huvi pakuvad kiiresti paisuvad gaasilised udukogud, mida on mitmel juhul leitud plahvatavate I tüüpi supernoovade paigast. Kõige tähelepanuväärsem neist on kuulus Krabi udukogu Sõnni tähtkujus. Selle udukogu emissioonijoonte kuju näitab selle paisumist kiirusel umbes 1000 km/s. Udu praegused mõõtmed on sellised, et sellise kiirusega paisumine sai alata mitte rohkem kui 900 aastat tagasi, s.o. just supernoova plahvatuse ajastul 1054. Krabi udukogu ajaline ja asukoha kokkulangevus Hiina kroonikates kirjeldatud "külalise tähega" viitab võimalusele, et Sõnni tähtkujus asuv udukogu on supernoova plahvatuse tagajärg.
Krabi udukogul on mitmeid tähelepanuväärseid omadusi:
1) üle 80% nähtavast kiirgusest langeb pidevale spektrile;
2) valges valguses on ta amorfse välimusega;
3) ioniseeritud metallide ja vesiniku joontega (viimased on nõrgemad) udukogude tavalist emissioonispektrit kiirgavad üksikud niidid;
4) kiirgus on polariseeritud ja mõnes udukogu piirkonnas peaaegu täielikult;
5) Krabi udukogu on üks võimsamaid raadiokiirguse allikaid meie galaktikas.
Üks võimalik seletus nendele Krabi udukogu huvitavatele omadustele on järgmine. 1054. aasta Supernoova plahvatuse ajal hakkasid ilmuma suurel hulgal vabu elektrone, millel oli tohutu kineetiline energia (relativistlikud elektronid). Nad liiguvad valguse kiirusele lähedase kiirusega. Osakeste nii tugeva kiirenduse protsessid jätkuvad ka praegu. Pidev kiirgus nii spektri nähtavas piirkonnas kui ka raadioulatuses tekib relativistlike elektronide aeglustumise tõttu, kui nad liiguvad spiraalselt ümber nõrkade magnetväljade jõujoonte. Selline kiirgus peab olema polariseeritud, mida ka tegelikult jälgitakse.
Nõrgad udukogud ja erineva võimsusega raadiokiirguse allikad on avastatud ka teiste meie galaktika supernoovade puhangute kohtades.
Kuni viimase ajani jäi täiesti ebaselgeks, kuidas toimub Krabi udukogus pidev uute relativistlike elektronide sissevool, hoolimata tõsiasjast, et supernoova plahvatuse nähtus on ammu lõppenud. Küsimus hakkas selguma alles pärast täiesti uute objektide avastamist.
Pulsarid. 1967. aasta augustis registreeriti Cambridge'is (Inglismaa) kosmiline raadiokiirgus, mis lähtus punktallikatest rangelt järjestikuste selgete impulsside kujul. Individuaalse impulsi kestus selliste allikate puhul ulatub mitmest millisekundist mitme kümnendiku sekundini. Impulsside teravus ja nende korduste erakordne regulaarsus võimaldavad väga suure täpsusega määrata nende objektide, mida nimetatakse pulsariteks, pulsatsiooniperioodid. Ühe pulsari periood on 1,337301133 s, teistel aga 0,03 kuni 4 sekundit. Praegu on teada umbes 200 pulsari. Kõik need tekitavad väga polariseeritud raadiokiirgust laias lainepikkuste vahemikus, mille intensiivsus suureneb lainepikkuse suurenedes järsult. See tähendab, et kiirgusel on mittetermiline iseloom. Võimalik oli määrata paljude pulsarite kaugused, mis osutusid sadadest tuhandete parsekideni. Seega on tegemist suhteliselt lähedaste objektidega, mis ilmselt kuuluvad meie galaktikasse.
Kõige tähelepanuväärsem pulsar, mida tavaliselt tähistatakse numbriga NP 0531, langeb täpselt kokku ühe Krabi udukogu keskel asuva tähega. Erivaatlused on näidanud, et ka selle tähe optiline kiirgus varieerub sama perioodiga. Impulsis jõuab täht 13 meetrini ja impulsside vahel pole seda näha. Sama pulsatsiooni sellest allikast kogeb ka röntgenkiirgus, mille võimsus on 100 korda suurem kui optilise kiirguse võimsus.
Ühe pulsari kokkulangevus sellise ebatavalise moodustise nagu Krabi udukogu keskpunktiga viitab sellele, et need on lihtsalt objektid, milleks supernoovad pärast sähvatusi muutuvad. Kaasaegsete kontseptsioonide kohaselt seostatakse supernoova plahvatust tohutu hulga energia vabanemisega ülitihedasse olekusse üleminekul pärast seda, kui kõik võimalikud tuumaenergiaallikad on selles ammendatud.
Piisavalt massiivsete tähtede puhul on kõige stabiilsem olek prootonite ja elektronide sulandumine neutroniteks ning nn neutrontähe teke. Kui supernoovapuhangud tõesti lõpevad selliste objektide tekkega, siis on väga võimalik, et pulsarid on neutrontähed.Sellisel juhul peaks nende massiga suurusjärgus 2M¤ olema nende raadiused umbes 10 km. Selliste mõõtmeteni kokkusurutuna muutub aine tihedus tuuma omast suuremaks (kuni 10 6 t/cm 3) ja tähe pöörlemine nurkimpulsi jäävuse seadusest tulenevalt kiireneb mitmekümneni. pööret sekundis. Neutrontähe pinnal lagunevad neutronid prootoniteks ja elektronideks. Tugev väli kiirendab elektronid valguse kiirusele lähedase kiiruseni ja nad lendavad välja avakosmosesse. Elektronid lahkuvad tähest ainult magnetpooluste piirkondades, kust tulevad välja magnetilised jõujooned. Kui tähe magnettelg ei ühti pöörlemisteljega, siis kiirguskiired pöörlevad perioodiga, mis on võrdne tähe pöörlemisperioodiga. Nii et nimi pulsar pole päris õige: tähed ei pulseeri, vaid pöörlevad.
On leitud, et mõnel pulsaril on perioodide aeglane pikenemine (kahekordistub 10 3 -10 7 aastaga), mis on ilmselt põhjustatud pulsariga seotud magnetvälja aeglustavast mõjust, mille tulemusena pöörlemisenergia muundub kiirguseks. . Koos sellega täheldati perioodide järsku vähenemist, mis võib-olla peegeldas tähe pinna järsku ümberstruktureerimist, mis mõnikord toimub selle jahtumisel.
Lisaks raadiopulsaridele nn. pulsarid, mida täheldatakse ainult röntgen- või gammakiirguse vahemikus; nende perioodid ulatuvad mõnest kuni sadade sekunditeni ja on osa lähedastest kaksiktähesüsteemidest. Nende kiirguse energiaallikaks on tänapäevaste kontseptsioonide kohaselt gravitatsioonienergia, mis vabaneb akretsiooni käigus naabertähest voolavale neutrontähele või aine mustale augule.
Väga huvitavad muutlikud tähed on pulsaritaolised röntgenikiirguse allikad. Mõned neist on tegelikult pulsarid, teised aga supernoova plahvatuste jäänused. Sel juhul on kuma põhjuseks mitme miljoni kraadini kuumutatud gaasi soojuskiirgus.
Kuid suurem osa galaktilistest röntgenkiirguse allikatest kuulub erilisse täheloomade objektide klassi, mida sageli nimetatakse röntgenitähtedeks. Nende tähelepanuväärseim tüüpiline esindaja on mainitud allikas Scorpio X-1. Pidevalt kiirgavatest osutus see eredaimaks: vahemikus 1-10 Aring; sellest lähtuv kiirgusvoog on keskmiselt 3 10 -7 erg/cm 2, s.o. sama palju kui 7m täht optilises piirkonnas annab. Selle röntgenikiirguse heledus ulatub 10 37 erg/s, mis on tuhandeid kordi suurem kui Päikese bolomeetriline heledus.
Röntgentähtede oluline omadus on nende kiirguse muutlikkus. Allikas Scorpio X-1, mis on identifitseeritud muutuva tähega 12-13m, ei ole röntgeni- ja optilise kiirguse voo kõikumised omavahel kuidagi seotud. Mõne päeva jooksul võib mõlemal esineda kõikumisi 20% piires, misjärel algab aktiivne faas – mitu tundi kestvad sähvatused, mille jooksul vood muutuvad 2-3 korda. Samal ajal täheldatakse mõnikord kiirgustaseme olulist muutust vahemikus 10-3 sekundit, nii et allika suurus ei tohi ületada 0,001 valgussekundit (määratud analoogia põhjal valgusaastaga), st. 300 km. See viitab sellele, et röntgenikiirguse allikad peavad olema ebatavaliselt kompaktsed objektid, võib-olla neutrontähtede tüüpi objektid, nagu pulsarite puhul, millega tuvastatakse mõned röntgenitähed.
Paljudel röntgenitähtedel, nagu Hercules X-1 ja Centaurus X-3, on röntgenikiirguse voo variatsioonide range perioodilisus, mis tõestab, et allikas on kahendsüsteemi komponent. Üle tosina allika on tuvastatud tähtedega, mille varieeruvus viitab nende kuulumisele lähedastesse kaksiksüsteemidesse. Seetõttu on röntgenitähed suure tõenäosusega lähedased kaksiksüsteemid, mille üheks komponendiks on optiline täht ja teiseks kompaktne objekt, mis on oma evolutsiooni lõppfaasis. Enamasti eeldatakse, et tegemist on neutrontähega, kuigi mõnel juhul pole välistatud ka valge kääbuse või isegi musta augu võimalus.
Võimsa röntgenikiirguse tekkimise põhjuseks peaks olema pilvede ja lähedase binaarsüsteemi optilisest komponendist voolavate gaasijugade langemine kompaktsele objektile (näiteks neutrontähele). Äärmiselt kompaktse neutrontähe puhul võib gaaside langemise kiirus selles protsessis, mida nimetatakse akretsiooniks, ulatuda 100 000 km/s, s.o. kolmandiku valguse kiirusest! Neutrontähele langedes muundub gaaside kineetiline energia röntgenkiirteks. Olulist rolli mängivad neutrontähe tugevad magnetväljad.
Lisaks pidevalt jälgitavatele röntgenikiirgusallikatele tuvastatakse aastas kuni kümmekond põlevat objekti, mis meenutavad nähtuse olemuselt uusi tähti. Nende uute sarnaste röntgenikiirgusallikate heledus suureneb kiiresti mitme päeva jooksul. 1-2 kuu jooksul võivad need osutuda "röntgeni" taeva heledaimateks piirkondadeks, mõnikord mitu korda suurema kiirgusvoo poolest kui eredaimal konstantsel allikal Scorpio X-1. Mõned neist osutuvad rakettide ajal röntgenpulsariks, mille perioodid on väga pikad (kuni 7 minutit). Nende objektide olemus, samuti nende võimalik seos uute tähtedega pole veel teada.
Muutuvad tähed on üks uudishimulikumaid nähtusi taevas, mida saab palja silmaga jälgida. Pealegi on ruumi lihtsa astronoomiasõbra teaduslikuks tegevuseks ja on isegi võimalus avastus teha. Muutuvaid tähti on tänapäeval palju ja neid on päris huvitav jälgida.
Muutuvad tähed on tähed, mis aja jooksul muudavad oma heledust. Muidugi võtab see protsess veidi aega ja ei toimu sõna otseses mõttes meie silme all. Kui aga sellist tähte perioodiliselt jälgida, muutuvad selle heleduse muutused selgelt nähtavaks.
Heleduse muutumise põhjused võivad olla erinevad ja olenevalt neist jagunevad kõik muutlikud tähed eri tüüpideks, mida me allpool vaatleme.
Kuidas avastati muutlikud tähed
Alati on arvatud, et tähtede heledus on midagi püsivat ja vankumatut. Sähvatust või lihtsalt tähe ilmumist on iidsetest aegadest omistatud millelegi üleloomulikule ja sellel oli selgelt mingisugune ülaltpoolt tuleva märk. Kõik see on sellesama Piibli tekstis hästi näha.
Kuid juba sajandeid tagasi teadsid inimesed, et mõned tähed võivad endiselt oma heledust muuta. Näiteks Beta Perseust ei kutsuta asjata El Ghouliks (nüüd nimetatakse seda Algoliks), mis tõlkes ei tähenda midagi muud kui "kuradi täht". Seda nimetatakse nii oma ebatavalise omaduse tõttu muuta heledust veidi vähem kui 3 päeva jooksul. Selle tähe avastas muutujana 1669. aastal Itaalia astronoom Montanari ja 18. sajandi lõpus uuris inglise amatöörastronoom John Goodryke, kes 1784. aastal avastas teise sama tüüpi muutuja - β Lyrae.
1893. aastal asus Henrietta Lewitt tööle Harvardi observatooriumisse. Tema ülesandeks oli mõõta heledust ja kataloogida tähed selles observatooriumis kogunenud fotoplaatidel. Selle tulemusena avastas Henrietta 20 aasta jooksul rohkem kui tuhat muutuvat tähte. Ta oli eriti hea pulseerivate muutuvate tähtede, tsefeidide, uurimisel ja tegi mõned olulised avastused. Eelkõige avastas ta tsefeidi perioodi sõltuvuse selle heledusest, mis võimaldab täpselt määrata kaugust tähest.
Henrietta Lewitt.
Pärast seda avastati astronoomia kiire arenguga tuhandeid uusi muutujaid.
Muutuvate tähtede klassifikatsioon
Kõik muutuvtähed muudavad oma heledust erinevatel põhjustel, seetõttu töötati selle põhjal välja klassifikatsioon. Alguses oli see üsna lihtne, kuid andmete kogunedes muutus see aina keerulisemaks.
Nüüd eristatakse muutuvate tähtede klassifikatsioonis mitut suurt rühma, millest igaüks sisaldab alarühmi, mis hõlmavad samade varieeruvuse põhjustega tähti. Selliseid alarühmi on palju, seega käsitleme lühidalt põhirühmi.
muutlike tähtede varjutamine
Varjutavad muutujad või lihtsalt muutuvate tähtede varjutamine muudavad nende heledust väga lihtsal põhjusel. Tegelikult pole need üks täht, vaid kahendsüsteem, pealegi üsna lähedal. Nende orbiitide tasapind paikneb nii, et vaatleja näeb, kuidas üks täht teise sulgeb – toimub justkui varjutus.
Kui me oleksime veidi eemal, ei näeks me midagi sellist. Samuti on võimalik, et selliseid tähti on palju, kuid me ei näe neid muutujatena, sest nende orbiitide tasapind ei ühti meie vaate tasandiga.
Samuti on teada mitut tüüpi varjutavaid muutuvaid tähti. Üks kuulsamaid näiteid on Algol ehk β Perseus. Selle tähe avastas Itaalia matemaatik Montanari 1669. aastal ja selle omadusi uuris 18. sajandi lõpus inglise amatöörastronoom John Goodrick. Selle kaksiksüsteemi moodustavaid tähti ei saa eraldi näha – nad asuvad nii lähedal, et nende pöördeperiood on vaid 2 päeva ja 20 tundi.
Kui vaatate Algoli heleduse kõverat, näete keskel väikest langust – sekundaarset miinimumi. Fakt on see, et üks komponentidest on heledam (ja väiksem) ja teine on nõrgem (ja suurem). Kui nõrk komponent katab heleda, näeme tugevat heleduse langust ja kui hele katab nõrga, siis heleduse langus ei ole eriti väljendunud.
1784. aastal avastas Goodryk teise varjutusmuutuja, Lyrae β. Selle kestus on 12 päeva 21 tundi ja 56 minutit. Erinevalt Algolist on selle muutuja heleduse muutuse graafik sujuvam. Fakt on see, et siin on kahendsüsteem väga lähedal, tähed on üksteisele nii lähedal, et neil on piklik elliptiline kuju. Seetõttu ei näe me mitte ainult komponentide varjutusi, vaid ka heleduse muutusi, kui elliptilised tähed pöörduvad laiale või kitsale küljele. Tänu sellele on läike muutus siin sujuvam.
β Lyra heleduse muutuse graafik.
Teine tüüpiline varjutusmuutuja on Ursa Major W, mis avastati 1903. aastal. Siin näitab diagramm sekundaarset madalseisu, mille sügavus on peaaegu sama kui peamine, ja diagramm ise on sile, nagu β Lyra oma. Fakt on see, et siin on komponendid peaaegu sama suurusega, samuti piklikud ja nii tihedalt asetsevad, et nende pinnad peaaegu puutuvad kokku.
Varjutavaid muutuvaid tähti on ka teist tüüpi, kuid need on vähem levinud. Siia kuuluvad ka ellipsoidsed tähed, mis pöörlemisel pöörduvad meie poole kas laia või kitsa küljega, mille tõttu nende heledus muutub.
Pulseerivad muutujad tähed
Pulseerivad muutlikud tähed on suur hulk seda tüüpi objekte. Heleduse muutused toimuvad tähe helitugevuse muutuste tõttu – see kas paisub või tõmbub uuesti kokku. See juhtub peamiste jõudude – raskusjõu ja siserõhu – tasakaalu ebastabiilsuse tõttu.
Selliste pulsatsioonide korral suureneb tähe fotosfäär ja suureneb kiirgava pinna pindala. Samal ajal muutuvad tähe pinnatemperatuur ja värvus. Vastavalt muutub ka läige. Teatud tüüpi kõikuvad muutujad muudavad oma heledust perioodiliselt ja mõnel puudub stabiilsus – neid nimetatakse ebaregulaarseteks.
Esimene pulseeriv täht oli Mira Kita, mis avastati 1596. aastal. Kui selle sära saavutab maksimumi, on see palja silmaga selgelt näha. Vaja on vähemalt head binoklit või teleskoopi. Mira heledusperiood on 331,6 päeva ja selliseid tähti nimetatakse Miriidideks või ο Ceti-tüüpi tähtedeks – neid on teada mitu tuhat.
Teine laialt tuntud pulseeriva muutuja tüüp on tsefeid, mis on saanud nime seda tüüpi tähe Ϭ Cephei järgi. Need on hiiglased perioodidega 1,5 kuni 50 päeva, mõnikord rohkem. Isegi Põhjatäht kuulub tsefeidide hulka peaaegu 4-päevase perioodiga ja heleduse kõikumisega 2,50–2,64 täheni. kogused. Tsefeidid jagunevad ka alamklassidesse ja nende vaatlused on mänginud olulist rolli astronoomia arengus laiemalt.
RR Lyrae tüüpi pulseerivaid muutujaid eristab kiire heleduse muutus - nende perioodid on alla ühe päeva ja kõikumised ulatuvad keskmiselt ühe suurusjärguni, mis teeb nende visuaalse jälgimise lihtsaks. Seda tüüpi muutujad on samuti jagatud 3 rühma, olenevalt nende valguskõverate asümmeetriast.
Isegi lühemad perioodid kääbustsefeididel on teist tüüpi pulseeriv muutuja. Näiteks Veevalaja CY periood on 88 minutit, Phoenixi SX periood aga 79 minutit. Nende heleduse graafik on sarnane tavaliste tsefeidide graafikuga. Need pakuvad vaatlemiseks suurt huvi.
Pulseerivaid muutlikke tähti on palju rohkem, kuigi need pole amatöörvaatluste jaoks nii tavalised ega väga mugavad. Näiteks RV Tauruse tüüpi tähtedel on perioodid 30 kuni 150 päeva ja heleduse graafikul on mõningaid kõrvalekaldeid, mistõttu seda tüüpi tähti nimetatakse poolregulaarseteks.
Valed muutujad tähed
Pulseerivad ka ebaregulaarsed muutujad tähed, kuid see on suur klass, mis hõlmab paljusid objekte. Muutused nende heleduses on väga keerulised ja sageli võimatu ette ennustada.
Mõne ebakorrapärase tähe puhul saab perioodilisust siiski pikemas perspektiivis tuvastada. Näiteks mitme aasta jooksul vaadeldes võib märgata, et ebaregulaarsed kõikumised annavad kokku teatud keskmise kõvera, mis kordub. Selliste tähtede hulka kuuluvad näiteks Betelgeuse - α Orion, mille pind on kaetud heledate ja tumedate laikudega, mis seletab heleduse kõikumist.
Ebakorrapäraseid muutuvaid tähti ei mõisteta hästi ja need pakuvad suurt huvi. Selles valdkonnas on veel palju avastusi teha.
Kuidas vaadelda muutuvaid tähti
Tähe heleduse muutuste märkamiseks kasutatakse. Kõige kättesaadavam on visuaalne, kui vaatleja võrdleb muutuva tähe heledust naabertähtede heledusega. Seejärel arvutatakse võrdluse põhjal välja muutuja heledus ja nende andmete kogumisel koostatakse graafik, millel heleduse kõikumised on selgelt nähtavad. Vaatamata näilisele lihtsusele saab silma järgi heleduse määramist teha üsna täpselt ja selline kogemus omandatakse üsna kiiresti.
Muutuva tähe heleduse visuaalseks määramiseks on mitu meetodit. Kõige levinumad neist on Argelanderi meetod ja Neuland-Blazhko meetod. On ka teisi, kuid neid on üsna lihtne õppida ja need annavad piisava täpsuse. Me räägime teile nende kohta eraldi artiklis.
Visuaalse meetodi eelised:
- Varustust pole vaja. Nõrkade tähtede vaatlemiseks võib vaja minna binoklit või teleskoopi. Tähed minimaalse heledusega kuni 5-6 tähte. koguseid saab palja silmaga jälgida, neid on ka päris palju.
- Vaatluse käigus toimub tõeline "suhtlus" tähistaevaga. See annab meeldiva ühtsustunde loodusega. Lisaks on see üsna teaduslik töö, mis pakub rahuldust.
Puudusteks on siiski ebaideaalne täpsus, mis põhjustab üksikutes vaatlustes vigu.
Teine meetod tähe heleduse hindamiseks on seadmete kasutamine. Tavaliselt tehakse pilt muutuvast tähest koos selle ümbrusega ja siis saab pildilt täpselt määrata muutuja heleduse.
Kas amatöörastronoomil tasub muutuvaid tähti vaadelda? Kindlasti seda väärt! Lõppude lõpuks pole need ainult üks lihtsamaid ja kättesaadavamaid õppeobjekte. Nendel tähelepanekutel on ka teaduslik väärtus. Professionaalsed astronoomid lihtsalt ei suuda regulaarsete vaatlustega sellist tähtede massi katta ja amatööri jaoks on isegi võimalus teadusesse panustada ja selliseid juhtumeid on ette tulnud.
Muutuvad tähed on tähed, mille heledus muutub. Mõne muutuva tähe heledus muutub perioodiliselt, teiste puhul täheldatakse juhuslikku heleduse muutust. Perioodiliste muutujate hulka kuuluvad näiteks varjutavad muutujad tähed, mis teatavasti on kahendsüsteemid. Erinevalt neist on aga teada kümneid tuhandeid üksikuid tähti, mille heledus muutub nendel toimuvate füüsikaliste protsesside mõjul. Selliseid tähti nimetatakse füüsikalisteks muutujateks. Nende avastus ja uurimine näitasid, et tähtede mitmekesisus ei väljendu mitte ainult selles, et tähed erinevad üksteisest massi, suuruse, temperatuuri, heleduste ja spektrite poolest, vaid ka selles, et mõned neist füüsikalistest omadustest ei jää muutumatuks. samad tähed.
tsefeid
Tsefeidid on väga levinud ja väga oluline füüsikaliste muutuvate tähtede tüüp.
Tsefeidide spektrite uurimine näitab, et heleduse maksimumi lähedal lähenevad nende tähtede fotosfäärid meile kõige suurema kiirusega ja miinimumi lähedal eemalduvad nad meist kõige suurema kiirusega. See tuleneb Doppleri efekti põhjal tsefeidide spektrite joonenihkete analüüsist.
Tähe fotosfääri liikumisega ja seega ka selle suuruse muutumisega kohtume esimest korda. Tegelikult Päikese ja teiste sellega sarnaste tähtede suurus praktiliselt ei muutu. Seetõttu on tsefeidid erinevalt sellistest statsionaarsetest tähtedest mittestatsionaarsed tähed. Tsefeidid on pulseerivad tähed, mis perioodiliselt laienevad ja tõmbuvad kokku. Kui tsefeid pulseerib, muutub ka tema fotosfääri temperatuur. Tähel on kõrgeim temperatuur maksimaalse heledusega.
Pikaajaliste tsefeidide pulseerimisperioodi ja nende tähtede heleduse vahel on seos "periood-heledus". Kui tsefeidide heleduse muutumise periood on vaatluste põhjal teada, siis "periood-heledus" abil. seost, saab määrata selle absoluutse suuruse ja siis on lihtne kasutada valemit, mille abil arvutada kaugus tsefeidist, teades selle näivat suurust vaatlustest. Kuna tsefeidid kuuluvad hiiglaslike ja ülihiidtähtede hulka (st nendesse, millel on tohutu suurus ja heledus), on nad nähtavad suurtest kaugustest. Avastades tsefeide kaugetes tähesüsteemides, on võimalik määrata nende süsteemide kaugus.
Tsefeidid pole haruldased tähed. Tõenäoliselt on paljud tähed mõnda aega oma elu jooksul tsefeidid. Seetõttu on tsefeidide uurimine tähtede evolutsiooni mõistmiseks oluline.
Muud füüsilised muutujad tähed
Tsefeidid on vaid üks paljudest füüsilistest muutuvatest tähtedest. Esimene muutuv täht avastati 1596. aastal Kita tähtkujust (Maailma Kita ehk Amazing Kita). See pole tsefeid. Selle heleduse kõikumine toimub umbes 350 päeva jooksul, heledus ulatub maksimaalselt 3 meetrini ja minimaalselt 9 meetrini. Seejärel avastati palju teisi pika perioodiga tähti, nagu Mira Kita.
Enamasti on tegemist “külmade” tähtedega – spektriklassi M hiiglastega. Selliste tähtede heleduse muutus on ilmselt seotud kuumade gaaside pulsatsioonide ja perioodiliste pursetega tähe sisemusest atmosfääri kõrgematesse kihtidesse.
Mitte kõik füüsilised muutujad tähed ei näita perioodilisi muutusi. On teada palju tähti, mis on poolregulaarsed või isegi ebaregulaarsed muutujad. Selliste tähtede puhul on heleduse muutumise regulaarsust raske või isegi võimatu märgata.
Mille näiv heledus muutub. Need muutused võivad kesta mitu aastat või tuhandikuid sekundis ning muutuste suurusjärk varieerub keskmise heleduse tuhandikust kuni 20-kordse suurenemiseni. Kataloogis on üle 100 000 muutuva tähe ja nende arvele võib omistada isegi Päikese. Meie tähe energiavoo tihedus muutub 11-aastase päikesetsükli jooksul umbes 0,1 protsenti ehk tuhandiku võrra.
Muutuvate tähtede ajalugu
Esimene tuvastatud muutuv täht on Omicron Ceti, hilisema nimega Mira. 1596. aastal klassifitseeriti see uueks täheks ja 1638. aastal jälgis Johann Holwards tähe heleduse muutusi 11-kuulise tsükli jooksul. Kaugus tähest on 200-400 valgusaastat. See on kahendsüsteem, mis koosneb punasest hiiglaslikust muutuvast tähest. Heleduse kõikumise periood on 332 päeva ning ühe tsükli jooksul muutub heledus nähtavas vahemikus sadu kordi, spektri infrapunaosas aga kõigub heledus vaid kaks korda. Teine täht on samuti muutuv, kuid ilma täpse perioodita. Selle kiiruse kõikumised on põhjustatud aine sissevoolust esimesest tähest. See oli oluline avastus, sest koos supernoovadega näitas see, et tähed ei ole püsivad üksused, nagu arvati Vana-Kreekast saadik.
Muutuvate tähtede omadused
Tähtede näilise heleduse muutumisel on palju põhjuseid. Rõhutame, et see on nähtav ehk täht ise ei tohiks üldse muutuda, tavaliselt muutuvad vaatlustingimused - nagu näiteks Algoli puhul. Mõned tähed vilguvad aga nende omaduste muutumise tõttu – pulseerivatel muutujatel on muutuv raadius või mass. Mõned muutlikud tähed on kahendsüsteemid, milles kaastähed on nii lähedal, et materjal voolab pidevalt ühest teise ja tagasi. Üldiselt on muutlike tähtede klassifikatsioon väga rikkalik, kuid need jagunevad eelkõige varieeruvuse tõttu – sisemised (vene astronoomias on tavaks pursavaid muutujaid eraldi käsitleda) või välised.
Sisemised põhjused
Tsefeidid on väga heledad tähed, mille heledus on 500–300 000 päikesekiirgust ja väga lühikese pulsatsiooniperioodiga - 1 kuni 100 päeva. Need tähed laienevad ja kahanevad selge mustriga. Need tähed on astronoomidele eriti väärtuslikud, kuna nende heleduse muutuste mõõtmine võimaldab väga täpselt määrata nende kaugust, muutes tsefeidid universumi teesammasteks. Muud tüüpi muutlikud tähed, mille heleduse kõikumine on sisemiste põhjustega: RR Lyrae, lühiajalised, vanemad tähed, mis on väiksemad kui tsefeidid; RV Sõnn, superhiiglased, kellel on suured heleduse kõikumised; Mira tüüp (nimetatud esimese muutuva tähe järgi), külmad punased superhiiglased; ebaregulaarsed, punased hiiglased või ülihiiglased pika perioodiga 30 kuni 1000 päeva, Betelgeuse kuulub sellesse tüüpi ja on peamiselt punased superhiiglased.
Purskemuutujaid seostatakse ka sisemiste protsessidega, need suurendavad järsult oma heledust termotuumaplahvatuste tõttu tähe sees või pinnal. Nende hulka kuuluvad lähedalasuvad kaksiktähed, mis vahetavad massi. Supernoovad, noovad, korduvad noovad, kääbusnoovad ja teised – tähtede rühm, mille heledus muutub tavaliselt plahvatuse tõttu järsult. Tuntuimad neist on supernoovad, mis on võimelised varjutama terve galaktika ja suurendama heledust sada miljonit korda. Novad ja korduvad novad on lähedased kaksiktähed, mille pindadel toimuvad plahvatused, kuid erinevalt supernoovadest tähed kokku ei kuku. Kääbusnoovad on valgetest kääbustest koosnevad binaarsed süsteemid, mis vahetavad massi, põhjustades neile perioodilisi plahvatusi. Need on sarnased sümbiootiliste muutujatega, mis koosnevad punasest hiiglasest ja kuumast sinisest tähest, mis on suletud ühisesse tolmu ja gaasi kesta.
Välised põhjused
Varjutavad muutujad on tähed, mis mööduvad üksteise eest, blokeerides osa maailmast. Seda võivad põhjustada ka tähe planeedid. Pöörlevate tähtede heledus on varieeruv, mis tuleneb tumedate või vastupidi heledate laikude olemasolust nende pinnal ja tähe pöörlemisest. Sarnaseid muutusi täheldatakse ka tähe puhul, mille kuju erineb märgatavalt sfäärist (tavaliselt kahendsüsteemis). Sel juhul põhjustab ellipsoidi pöörlemine kiirgava pinna pindala muutusi. Sellesse tüüpi kuuluvad ka pulsarid.
Tulevikuuuringud
Muutuvate tähtede uuringud annavad astronoomidele andmeid tähtede masside, raadiuste, temperatuuride ja muude omaduste kohta. Infot tähe ehituse ja evolutsiooni kohta saadakse kaudselt. Pika perioodiga muutuvtähtede uurimine võtab aga kaua aega – tavaliselt aastakümneid. Amatöörastronoomidel on muutujate tähtede pidevas vaatluses oluline roll. Mõned muutujad on teadusele eriti olulised, näiteks tsefeidid, mis annavad teavet universumi vanuse kohta. Mira-tüüpi muutujate uurimine annab teavet Päikese ja sarnaste tähtede kohta, Ia tüüpi supernoovad kasutatakse Universumi paisumiskiiruse mõõtmiseks, purskemuutujaid - galaktikate aktiivsete tuumade ja supermassiivsete tuumade uurimisel.
Nimetatakse tähti, mille heledus muutub suhteliselt lühikese aja jooksul füüsilised muutujad tähed. Seda tüüpi tähtede heleduse muutused on põhjustatud nende sisemuses toimuvatest füüsikalistest protsessidest. Vastavalt varieeruvuse olemusele eristatakse pulseerivaid muutujaid ja eruptiivseid muutujaid. Omaette liigiks eristatakse ka uusi ja supernoovatähti, mis on eruptiivsete muutujate erijuht. Kõikidel muutuvatel tähtedel on eritähised, välja arvatud need, mida varem tähistati kreeka tähestiku tähega. Iga tähtkuju esimesed 334 muutuvat tähte on tähistatud ladina tähestiku tähtede jadaga (näiteks R, S, T, RR, RS, ZZ, AA, QZ), millele on lisatud vastava tähtkuju nimi ( näiteks RR Lyr). Järgmised muutujad on tähistatud V 335, V 336 jne. (näiteks V 335 Cyg).
Füüsikalised muutlikud tähed
Füüsikalisteks muutuvateks tähtedeks nimetatakse tähti, mida iseloomustab valguskõvera eriline kuju, mis näitab sujuvat perioodilist muutust tähe nähtavuses ja heleduse mitmekordses muutumises (tavaliselt 2 kuni 6). Tsefeidid. See tähtede klass sai nime ühe selle tüüpilise esindaja järgi - täht δ (delta) Cepheus. Tsefeiide võib seostada spektriklassi F ja G hiiglaste ja superhiiglastega. Tänu sellele asjaolule on neid võimalik vaadelda suurtest kaugustest, sealhulgas kaugelt meie tähesüsteemist - galaktikast. Tsefeidide üks olulisemaid omadusi on periood. Iga üksiku tähe puhul on see suure täpsusega konstantne, kuid perioodid on erinevatel tsefeididel erinevad (päevast mitmekümne päevani). Tsefeidide puhul muutub spekter samaaegselt näiva suurusega. See tähendab, et koos tsefeidide heleduse muutumisega muutub ka nende atmosfääri temperatuur keskmiselt 1500° võrra. Spektrijoonte nihkumine tsefeidide spektrites näitas nende radiaalkiiruste perioodilist muutust. Lisaks muutub perioodiliselt ka tähe raadius. Tähed nagu δ Cephei on noored objektid, mis asuvad peamiselt meie tähesüsteemi põhitasandi – galaktika – lähedal. Seal leidub ka tsefeide, kuid need on vanemad ja mõnevõrra vähem valgustavad. Need tähed, mis on jõudnud tsefeidi staadiumisse, on vähem massiivsed ja arenevad seetõttu aeglasemalt. Neid nimetatakse Virgo W tähtedeks. Sellised tsefeidide täheldatud tunnused näitavad, et nende tähtede atmosfäär kogeb regulaarset pulsatsiooni. Seega on neil tingimused spetsiaalse võnkeprotsessi püsivaks püsimiseks pikka aega.
Riis. tsefeid
Ammu enne seda, kui oli võimalik välja selgitada pulsatsioonide olemus tsefeid, tehti kindlaks seos nende perioodi ja heleduse vahel. Vaadeldes tsefeide väikeses Magellaani pilves - ühes meile kõige lähemal asuvatest tähesüsteemidest - täheldati, et mida väiksem on tsefeidi näiv suurusjärk (st mida heledam see tundub), seda pikem on tema heleduse muutumise periood. See suhe osutus lineaarseks. Sellest, et nad kõik kuulusid samasse süsteemi, järeldas, et vahemaad nendeni olid praktiliselt samad. Järelikult osutus avastatud sõltuvus tsefeidide puhul samaaegselt sõltuvuseks perioodi P ja absoluutse suuruse M (või heleduse L) vahel. Tsefeidide perioodi ja absoluutsuuruse vahelise seose olemasolu mängib astronoomias olulist rolli: tänu sellele määratakse kaugused väga kaugete objektideni, kui muid meetodeid ei saa rakendada.
Lisaks tsefeididele on ka teisi liike pulseerivad muutlikud tähed. Tuntuimad neist on RR Lyrae tähed, mida varem nimetati lühiajalisteks tsefeidideks nende sarnasuse tõttu tavaliste tsefeididega. RR Lyrae tähed on A spektriklassi hiiglased, mille heledus ületab Päikese oma enam kui 100 korda. RR Lyrae tähtede perioodid jäävad vahemikku 0,2–1,2 päeva ja heleduse muutuste amplituud ulatub ühe tähesuuruseni. Veel üks huvitav pulseerivate muutujate tüüp on väike rühm β Cephei (või β Canis Major) tüüpi tähti, mis kuuluvad peamiselt varase spektri alamklassi B hiiglaste hulka. Muutuvuse ja valguskõvera kuju tõttu on need tähed meenutavad RR Lyrae tähti, erinedes neist erakordselt väikeste amplituudimuutuste poolest. Perioodid jäävad vahemikku 3 kuni 6 tundi ja sarnaselt tsefeidide puhul on perioodi sõltuvus heledusest.
Lisaks pulseerivatele tähtedele, mille heledus muutub korrapäraselt, on ka mitut tüüpi tähti, mille valguskõverad muutuvad. Nende hulgas on RV-tüüpi tähed Sõnn, mille heleduse muutusi iseloomustab sügavate ja madalate miinimumide vaheldumine, mis toimub 30 kuni 150 päeva jooksul ja amplituudiga 0,8 kuni 3,5 magnituudi. RV Tauri tähed kuuluvad spektritüüpi F, G või K. M-tüüpi Cephei tähed kuuluvad spektriklassi M ja neid nimetatakse punased poolregulaarsed muutujad. Mõnikord eristatakse neid väga tugevate ebakorrapärasustega heleduse muutumises, mis ilmneb mitmekümne kuni mitmesaja päeva jooksul. Spektri-heleduse diagrammil poolregulaarsete muutujate kõrval on M-klassi tähed, mille puhul ei ole võimalik tuvastada heleduse muutuste korratavust (ebaregulaarsed muutujad). Nende all on tähed, mille spektris on emissioonijooned, mis muudavad oma heledust sujuvalt väga pikkade ajavahemike jooksul (70-1300 päevani) ja väga suurtes piirides. Seda tüüpi tähtede tähelepanuväärne esindaja on o (omikroon) Kita või, nagu muidu nimetatakse Mira. Seda tähtede klassi nimetatakse pika perioodi muutujad nagu Mira Kita. Pikaajaliste muutuvate tähtede perioodi pikkus kõigub mõlemas suunas keskmise väärtuse ümber vahemikus 10%.
Väiksema heledusega kääbustähtede hulgas on ka erinevat tüüpi muutujaid, mille koguarv on umbes 10 korda väiksem kui pulseerivatel hiiglastel. Need tähed väljendavad oma varieeruvust perioodiliselt korduvate puhangutena, mille olemust seletatakse mitmesuguste mateeria väljapaiskumiste ehk pursetega. Seetõttu nimetatakse kogu seda tähtede rühma koos uute tähtedega eruptiivsed muutujad. Väärib märkimist, et nende hulgas on väga erineva iseloomuga tähti, nii oma evolutsiooni algfaasis kui ka oma eluteed lõpetamas. Arvestada tuleks ilmselt noorimate tähtedega, mis pole veel gravitatsiooni kokkutõmbumise protsessi lõpule viinud τ (tau) tüüpi muutujad Sõnn. Need on spektriklasside kääbused, enamasti F - G, mida leidub suurel hulgal näiteks Orioni udukogus. Nendega on väga sarnased RW Aurigae tüüpi tähed, mis kuuluvad spektriklassidesse B kuni M. Kõigi nende tähtede puhul toimub heleduse muutus nii valesti, et seaduspärasust pole võimalik tuvastada.
Nimetatakse eritüüpi eruptiivseid muutlikke tähti, mille puhul täheldati vähemalt korra vähemalt 7-8 magnituudi suurust puhangut (äkilist heleduse järsku suurenemist). uus. Tavaliselt väheneb uue tähe puhkemise ajal nähtav tähesuurus 10m-13m, mis vastab heleduse suurenemisele kümnete ja sadade tuhandete kordade võrra. Pärast puhangut on uued tähed väga kuumad kääbused. Puhangu maksimaalses faasis meenutavad nad klasside A–F supergigante. Kui sama uue tähe puhangut täheldati vähemalt kaks korda, siis sellist uut nimetatakse korduvaks. Heleduse suurenemine korduvates noovides on mõnevõrra väiksem kui tüüpilistes noovides. Kokku on praegu teada umbes 300 uut tähte, millest umbes 150 ilmusid meie galaktikas ja üle 100 - Andromeeda udukogusse. Teadaolevas seitsmes korduvas noovas täheldati kokku umbes 20 puhangut. Paljud (võib-olla isegi kõik) noovid ja korduvad noovid on lähedased kahendkoodid. Pärast puhangut on noovadel sageli nõrk varieeruvus. Uue tähe heleduse muutus näitab, et puhangu ajal toimub äkiline plahvatus, mille põhjustab tähes tekkinud ebastabiilsus. Erinevate hüpoteeside kohaselt võib see ebastabiilsus tekkida mõnel kuumal tähel tähe energia vabanemist määravate sisemiste protsesside tulemusena või mõne välisteguri mõjul.
supernoovad
Supernoovad on tähed, mis süttivad samamoodi nagu uued tähed ja saavutavad absoluutsuuruse vahemikus -18 m kuni -19 m ja maksimaalselt isegi -21 m. Supernoovadel on heledus suurenenud rohkem kui kümneid miljoneid kordi. Supernoova sähvatuse ajal kiirgav koguenergia on tuhandeid kordi suurem kui noovadel. Fotoga on jäädvustatud umbes 60 supernoova plahvatust teistes galaktikates ja sageli osutus nende heledus võrreldavaks kogu galaktika integraalse heledusega, milles plahvatus toimus. Varasemate palja silmaga tehtud vaatluste kirjelduste kohaselt on meie galaktikas tuvastatud mitmeid supernoova plahvatuse juhtumeid. Huvitavaim neist on Sõnni tähtkujus pursanud 1054. aasta supernoova, mida Hiina ja Jaapani astronoomid jälgisid ootamatult ilmunud "külalisena", mis tundus Veenusest heledam ja oli nähtav isegi päeval. Kuigi see nähtus sarnaneb tavalise noova puhanguga, erineb see sellest oma ulatuse, sujuva ja aeglaselt muutuva valguskõvera ja spektri poolest. Maksimumiajastu lähedase spektri iseloomu järgi eristatakse kahte tüüpi supernoovasid. Suurt huvi pakuvad kiiresti laienevad, mis mitmel juhul leiti I tüüpi supernoovade leiukohast. Kõige tähelepanuväärsem neist on kuulus Krabi udukogu Sõnni tähtkujus. Selle udukogu emissioonijoonte kuju näitab selle paisumist kiirusel umbes 1000 km/sek. Udu praegused mõõtmed on sellised, et sellise kiirusega paisumine sai alata mitte rohkem kui 900 aastat tagasi, s.o. just õigel ajal 1054. aasta supernoova plahvatuse jaoks.
Pulsarid
1967. aasta augustis registreeriti Inglismaa linnas Cambridge'is kosmiline raadiokiirgus, mis tuli punktallikatest selgete impulsside kujul, mis järgnesid üksteise järel. Selliste allikate üksiku impulsi kestus võib ulatuda mõnest millisekundist kuni mitme kümnendiku sekundini. Impulsside teravus ja korduste õigsus võimaldavad suure täpsusega määrata nende objektide pulsatsiooniperioodid, mida nimetatakse. pulsarid. Ühe pulsari periood on ligikaudu 1,34 sekundit, teistel aga 0,03 kuni 4 sekundit. Praegu on teada umbes 200 pulsari. Kõik need tekitavad väga polariseeritud raadiokiirgust laias lainepikkuste vahemikus, mille intensiivsus suureneb lainepikkuse suurenedes järsult. See tähendab, et kiirgusel on mittetermiline iseloom. Võimalik oli määrata paljude pulsarite kaugused, mis osutusid sadadest tuhandete parsekideni, mis näitab ilmselgelt meie galaktikasse kuuluvate objektide suhtelist lähedust.
Kõige kuulsam pulsar, mida tavaliselt tähistatakse numbriga NP 0531, langeb täpselt kokku ühe Krabi udukogu keskel oleva tähega. Vaatlused on näidanud, et ka selle tähe optiline kiirgus varieerub sama perioodiga. Impulsis jõuab täht 13 meetrini ja impulsside vahel pole seda näha. Sama pulsatsiooni sellest allikast kogeb ka röntgenkiirgus, mille võimsus on 100 korda suurem kui optilise kiirguse võimsus. Ühe pulsari kokkulangevus sellise ebatavalise moodustise nagu Krabi udukogu keskpunktiga viitab sellele, et need on lihtsalt objektid, milleks supernoovad pärast sähvatusi muutuvad. Kui supernoovapuhangud tõesti lõppevad selliste objektide tekkega, siis on täiesti võimalik, et pulsarid on neutrontähed.Sellisel juhul peaks nende massiga umbes 2 päikesemassi olema umbes 10 km raadius. Selliste mõõtmeteni kokku surudes muutub aine tihedus tuumast suuremaks ja tähe pöörlemine kiireneb mitmekümne pöördeni sekundis. Ilmselt on ajavahemik järjestikuste impulsside vahel võrdne neutrontähe pöörlemisperioodiga. Seejärel seletatakse pulseerimist ebakorrapärasuste, omapäraste kuumade punktide olemasoluga nende tähtede pinnal. Siin on kohane rääkida "pinnast", kuna nii suure tiheduse korral on aine oma omadustelt lähemal tahkele kehale. Neutrontähed võivad olla energeetiliste osakeste allikad, mis sisenevad pidevalt nendega seotud udukogudesse, nagu krabi udukogu.
foto: raadioemissioon krabi udukogust