ستاره های متغیر ستارگان: ستارگان متغیر ستارگان متغیر تپنده

ستاره های متغیر

ستارگان متغیر ستارگانی هستند که روشنایی آنها تغییر می کند. ستارگان متغیر کسوف و از نظر فیزیکی متغیر هستند. در حالت اول، خود ستاره درخشندگی خود را تغییر نمی دهد، فقط یک ستاره در هنگام حرکت ستاره دیگر را می پوشاند و ناظر تغییر در روشنایی ستاره را مشاهده می کند. از جمله این ستارگان می توان به الگول (صورت فلکی پرسئوس) اشاره کرد.

متغیرهای فیزیکی به ستارگانی گفته می شود که درخشندگی خود را در مدت زمان نسبتاً کوتاهی در نتیجه فرآیندهای فیزیکی در خود ستاره تغییر می دهند. بسته به ماهیت تغییرپذیری، متغیرهای تپنده و متغیرهای فوران، جدید و ابرنواخترها، که مورد خاصی از متغیرهای فوران هستند، و همچنین تپ اخترها و ستارگان دوتایی نزدیک (با جریان ماده از یک جزء به جزء دیگر) وجود دارد. اکنون ده ها هزار ستاره متغیر فیزیکی شناخته شده اند.

همه ستارگان متغیر، از جمله متغیرهای گرفت، دارای نامگذاری های خاصی هستند، مگر اینکه قبلاً با یک حرف از الفبای یونانی تعیین شده باشند. اولین 334 ستاره متغیر هر صورت فلکی با دنباله حروف الفبای لاتین R, S, T, ..., Z, RR, RS, ... ..., RZ, SS, ST, .. تعیین می شوند. .، SZ، ...، ZZ، AA، .... AZ، ...، QQ، ...، QZ با افزودن نام صورت فلکی مربوطه (مثلا RR Lyr). متغیرهای زیر V 335، V 336 و غیره تعیین می شوند. (به عنوان مثال V 335 Cyg)

اجازه دهید اکنون تمام کلاس های شناخته شده ستارگان متغیر فیزیکی را در نظر بگیریم.

قیفاووس.قیفاووس ستارگان متغیر فیزیکی هستند که با شکل خاصی از منحنی نور مشخص می شوند. قدر ظاهری ستاره به آرامی و به طور متناوب با زمان تغییر می کند و مربوط به تغییر در درخشندگی ستاره چندین برابر است (معمولاً از 2 تا 6). پلاریس متعلق به قیفاووس است. مدتهاست که کشف شده است که درخشندگی خود را در محدوده های نسبتاً ناچیز تغییر می دهد.

این دسته از ستارگان به نام یکی از نمایندگان معمولی آن - ستاره d Cephei نامگذاری شده است.

قیفاووس متعلق به غول‌ها و ابرغول‌های کلاس‌های F و G هستند. این شرایط به آن‌ها اجازه می‌دهد تا از فواصل دور، از جمله بسیار فراتر از مرزهای منظومه ستاره‌ای ما - کهکشان، رصد شوند.

این دوره یکی از مهم ترین ویژگی های قیفاووسی است. برای هر ستاره معین، با درجه بالایی از دقت ثابت است، اما برای قیفاووس های مختلف، دوره ها بسیار متفاوت است (از یک روز تا چند ده روز).

همزمان با قدر ظاهری، طیف قیفاووسی به طور متوسط ​​در یک طبقه طیفی تغییر می کند، به این معنی که تغییر در درخشندگی قیفاووس ها با تغییر دمای جو آنها به طور متوسط ​​1500 درجه همراه است.

در طیف قیفاووسی، یک تغییر دوره ای در سرعت های شعاعی از جابجایی خطوط طیفی یافت شد. بیشترین تغییر خطوط به سمت قرمز در حداقل، و به آبی - در حداکثر روشنایی رخ می دهد. بنابراین، شعاع ستاره نیز به طور متناوب تغییر می کند.

ستارگان نوع d Cephei اجرام جوانی هستند که عمدتاً در نزدیکی صفحه اصلی منظومه ستاره ای ما - کهکشان قرار دارند. قیفاووسی که در خوشه‌های ستاره‌ای کروی یافت می‌شوند، مسن‌تر و کمی نور کمتر هستند. این ستارگان کم جرم و در نتیجه ستارگان در حال تکامل کندتری هستند که به مرحله قیفاووسی رسیده اند. به آنها ستاره های باکره دبلیو می گویند.

ویژگی‌های مشاهده‌شده قیفاووسی نشان می‌دهد که جو این ستارگان تپش‌های منظمی را تجربه می‌کنند. در نتیجه، آنها شرایطی برای حفظ یک فرآیند نوسانی خاص در یک سطح ثابت برای مدت طولانی دارند.

دوره نوسانات مکانیکی ستاره ای مانند خورشید حدود سه ساعت است. خورشید واقعاً دارای ضربان های بسیار ضعیف با دوره های کمتر از 2-3 ساعت است. با این حال، برای اینکه چنین ضربانی به چنین دامنه های قابل توجهی برسد که در قیفاووس مشاهده می شود، باید مکانیسم خاصی وجود داشته باشد که انرژی این نوسانات را فراهم کند.

در حال حاضر اعتقاد بر این است که این انرژی از تابش ستاره ناشی می شود و ایجاد نوسانات به دلیل نوعی مکانیسم دریچه ای رخ می دهد، زمانی که کدورت لایه های بیرونی ستاره بخشی از تابش لایه های داخلی را به تاخیر می اندازد. .

محاسبات نشان می دهد که در واقع، نقش چنین دریچه ای را آن لایه از ستاره ایفا می کند که در آن هلیم تا حدی یونیزه می شود (در حالی که هیدروژن و سایر عناصر تقریباً به طور کامل یونیزه می شوند). هلیوم خنثی نسبت به تابش فرابنفش ستاره که معطل مانده و گاز را گرم می کند، مات است. این گرما و انبساط ناشی از آن به یونیزه شدن هلیوم کمک می کند. لایه شفاف می شود، شار تابش خروجی افزایش می یابد. اما این منجر به خنک شدن و فشرده شدن می شود که در نتیجه هلیوم دوباره خنثی می شود و کل فرآیند دوباره تکرار می شود.

برای اجرای این مکانیسم، لازم است که در عمق معینی در زیر سطح ستاره، جایی که چگالی آن در حال حاضر بسیار زیاد است، دمایی که برای یونیزاسیون هلیوم لازم است، حاصل شود. این فقط برای ستارگان با مقادیر مشخصی از دمای موثر امکان پذیر است، به عنوان مثال. درخشندگی ها در نتیجه، تپش فقط برای ستارگان خاصی امکان پذیر است.

اگر فرض کنیم که برای قیفاووسی رابطه ای بین جرم و درخشندگی وجود دارد، به موجب این رابطه، باید انتظار وجود و رابطه بین دوره و درخشندگی را داشته باشیم.

وجود چنین وابستگی خیلی قبل از اینکه بتوان ماهیت تپش های قیفاویی را روشن کرد ثابت شد. هنگام مطالعه قیفاووس در یکی از منظومه های ستاره ای نزدیک به ما (در ابر ماژلانی کوچک)، متوجه شدیم که هر چه قدر ظاهری قیفاووس کمتر باشد (یعنی درخشان تر به نظر می رسد)، دوره تغییر درخشندگی آن طولانی تر است. . معلوم شد که این رابطه خطی است. از این واقعیت که همه ستارگان مورد مطالعه متعلق به یک منظومه بودند، نتیجه این شد که فاصله آنها تا آنها تقریباً یکسان است. بنابراین، وابستگی کشف شده به طور همزمان یک وابستگی بین دوره P و قدر مطلق M (یا درخشندگی L) برای قیفاووس ها بود.

مشکل اصلی در تعیین نقطه صفر این وابستگی این است که فاصله تا هیچ یک از قیفاووس های شناخته شده را نمی توان به صورت مثلثاتی تعیین کرد و باید از روش های غیرمستقیم بسیار کمتر قابل اعتمادی استفاده کرد.

وجود رابطه بین دوره و قدر مطلق قیفاووسی نقش بسیار مهمی در نجوم ایفا می‌کند: زمانی که نمی‌توان روش‌های دیگر را به کار برد، فواصل تا اجرام بسیار دور را تعیین می‌کند.

علاوه بر قیفاووس، چندین نوع دیگر از ستارگان متغیر تپنده وجود دارد. معروف ترین در میان آنها ستاره RR Lyra، که قبلاً به دلیل شباهت خصوصیات آنها با قیفاوئیان معمولی، قیفاوئیان دوره کوتاه نامیده می شد. ستارگان RR Lyrae غول‌هایی از کلاس طیفی A هستند. آنها بخش بسیار باریکی را در نمودار هرتسسپرونگ-راسل اشغال می‌کنند که تقریباً با درخشندگی یکسانی برای همه ستارگان از این نوع مطابقت دارد، بیش از صد برابر درخشندگی خورشید. دوره های ستاره های RR Lyrae از 0.2 تا 1.2 روز متغیر است. دامنه تغییر روشنایی به یک قدر ستاره ای می رسد.

یک نوع جالب از متغیرهای نوسانی گروه کوچک است ستاره های نوع b Cephei(یا نوع b Canis Major)، که عمدتاً به غول‌های زیر کلاس‌های طیفی اولیه B (به طور متوسط ​​​​کلاس B2-3) تعلق دارد. در نمودار هرتزسپرونگ-راسل، آنها در سمت راست بالای دنباله اصلی قرار دارند. از نظر ماهیت تغییرپذیری و شکل منحنی نور، این ستارگان شبیه ستارگان RR Lyrae هستند و در دامنه تغییرات قدر استثنایی کمی که بیش از 0.2 متر نیست، با آنها تفاوت دارند. دوره ها در محدوده 3 تا 6 ساعت هستند و مانند قیفاووسی، دوره وابستگی به درخشندگی وجود دارد. منحنی‌های سرعت شعاعی اغلب در فاز، شکل و دامنه تغییر می‌کنند.

علاوه بر ستارگان تپنده با تغییر منظم درخشندگی، انواع مختلفی از ستارگان وجود دارد که منحنی نور آنها تغییر می کند. در میان آنها برجسته است ستاره ثور از نوع RV، که در آن تغییرات درخشندگی با تناوب حداقل های عمیق و کم عمق مشخص می شود که با دوره ای بین 30 تا 150 روز و با دامنه قدر 0.8 تا 3.5 رخ می دهد. ستاره‌های نوع RV Taurus به کلاس‌های طیفی F، G یا K تعلق دارند. بسیاری از آنها دارای خطوط تابشی درخشان در طیف نزدیک به دوران حداکثر، و نوارهای جذب تیتانیوم نزدیک به حداقل هستند. این نشان می دهد که طیف ستارگان RV Tauri ویژگی های هر دو نوع طیفی اولیه ستارگان گرم و اواخر سرد را ترکیب می کند. ستارگان RV Tauri یک پیوند میانی بین قیفاووس و سایر انواع متغیرهای تپنده هستند.

ستارگان نوع m Cepheiمتعلق به کلاس طیفی M هستند و متغیرهای نیمه منظم قرمز نامیده می شوند. آنها گاهی اوقات با بی نظمی های بسیار قوی در تغییر درخشندگی متمایز می شوند که در یک دوره چند ده تا چند صد روزه رخ می دهد.

در کنار متغیرهای نیمه منظم در نمودار طیف-درخشندگی قرار دارند ستاره های کلاس M، که در آن امکان تشخیص تکرارپذیری تغییرات درخشندگی وجود ندارد (متغیرهای نادرست). در زیر آنها ستارگانی با خطوط گسیل در طیف قرار دارند که به آرامی درخشندگی خود را در فواصل زمانی بسیار طولانی (از 70 تا 1300 روز) و در محدوده های بسیار بزرگ (تا 10 متر) تغییر می دهند. نماینده قابل توجه این نوع ستارگان "omicron" (o) Kita یا به قول دیگری میرا (شگفت انگیز) است. این توسط ستاره شناس آلمانی D. Fabricius کشف شد. در سال 1596، در آسمان قابل مشاهده بود، سپس ناپدید شد و تنها در سال 1609 ظاهر شد.

به گفته ستاره جهان، کل این دسته از ستارگان را متغیرهای دوره طولانی از نوع Mira Ceti یا Mirids می نامند. میریدا- ستاره های تپنده ای که درخشندگی آنها به دلیل نوسانات اندازه تغییر می کند. طیف این ستارگان همیشه حاوی خطوط انتشار هیدروژن (در حداکثر) یا فلزات (قبل از حداقل) است. طول دوره ستارگان متغیر با دوره طولانی حول مقدار متوسط ​​از 10 درصد در هر دو جهت در نوسان است.

گروه های در نظر گرفته شده از متغیرهای تپنده، یک توالی منفرد از ستارگان را با افزایش مدت زمان دوره (یا چرخه) ضربان تشکیل می دهند. اگر تعداد ستارگان انواع مختلف با مقدار معین دوره موجود در حجم معینی از فضا را در نظر بگیریم، این دنباله به‌ویژه به وضوح ظاهر می‌شود. اکثر متغیرهای ضربان دار دارای دوره های نزدیک به 0d.2 (نوع RR Lyra)، 0d.5 و 5d (قیفاووس)، 15d (قیفاووس نوع باکره W)، l00d (نیمه منظم) و 300d (متغیرهای دوره طولانی) هستند. . این همه ستاره
متعلق به غول ها، یعنی. با توجه به ایده های مدرن در مورد تکامل ستارگان، به اجرامی که مرحله قرار گرفتن در دنباله اصلی را پشت سر گذاشته اند.

مسیر تکامل بیشتر مربوط به حرکت در نمودار هرتزسپرونگ-راسل به سمت راست است. در این حالت، تمام ستارگان قسمت بالایی دنباله اصلی باید از نوار ناپایداری که در بالا ذکر شد عبور کنند و ستاره های عظیم دو بار از آن عبور کرده و مدت بیشتری روی آن معطل می شوند.

علاوه بر مشخصه بی ثباتی قیفاووس، ممکن است مناطق دیگری از بی ثباتی در نمودار هرتسسپرونگ-راسل وجود داشته باشد که با سایر متغیرهای تپنده مطابقت دارد. بنابراین، تپش ها به احتمال زیاد یک پدیده طبیعی هستند که برخی از مراحل تکامل ستاره را متمایز می کند.

در میان ستارگان با درخشندگی کمتر (کوتوله ها) متغیرهایی از انواع مختلف نیز وجود دارد که تعداد کل شناخته شده آنها تقریباً 10 برابر کمتر از تعداد غول های تپنده است. همه آنها تغییرپذیری خود را به شکل فلش های مکرر نشان می دهند که می توان آن را با انواع مختلف انتشار ماده - فوران توضیح داد. بنابراین، کل این گروه از ستارگان، همراه با ستاره های جدید، نامیده می شود متغیرهای فوران کننده.

با این حال، باید در نظر داشت که ستارگانی از متنوع ترین طبیعت در اینجا هستند، هم در مراحل اولیه تکامل و هم در تکمیل مسیر زندگی خود.

ظاهراً جوانترین ستارگانی که هنوز فرآیند انقباض گرانشی را کامل نکرده اند، باید در نظر گرفت. متغیرهای نوع T Taurus(تی تاو). اینها کوتوله هایی از طبقات طیفی هستند، اغلب F-G، با خطوط انتشار در طیف شبیه خطوط روشن کروموسفر خورشیدی. آنها به تعداد زیاد، به عنوان مثال، در سحابی جبار یافت می شوند.

خیلی شبیه آنهاست ستاره هایی مانند RW Aurigae(RW Aur)، متعلق به کلاس های طیفی از B تا M. برای همه این ستارگان، تغییر درخشندگی آنقدر نامنظم است که نمی توان نظمی را ایجاد کرد. تغییرات روشنایی هرج و مرج می تواند با دامنه های رسیدن به 3 متر و گاهی تا 1 متر در طول یک ساعت رخ دهد.

ستارگان T Tauri اغلب به صورت گروهی، به ویژه در سحابی های بزرگ گاز و غبار یافت می شوند. سحابی های کوچک درخشان نیز مستقیماً در اطراف خود این ستارگان مشاهده می شوند که نشان دهنده وجود پوسته های گازی گسترده در آنهاست. حرکت ماده در این پوسته ها، که با روند انقباض گرانشی ستاره همراه است، ظاهراً دلیل تغییرپذیری آشفته آن است. بدین ترتیب ستاره‌های T Tauri جوان‌ترین شکل‌هایی هستند که می‌توان آن‌ها را ستاره در نظر گرفت. حتی اشیاء جوانتر نیز شناخته شده اند - منابع تابش مادون قرمز. اما اینها هنوز ستارگان نیستند، بلکه ابرهای گاز-غباری هستند که به اجسام پیش ستاره ای (پروتستارها) منقبض می شوند.

ستاره های شعله ور UV Cetiهمیشه در مناطقی رخ می دهد که متغیرهایی از نوع T Taurus وجود دارد. اینها کوتوله هایی از کلاس های طیفی K و M هستند. آنها همچنین دارای خطوط انتشار کلسیم و هیدروژن در طیف خود هستند. آنها با افزایش فوق العاده سریع درخشندگی در طول شعله های اپیزودیک متمایز می شوند: در کمتر از یک دقیقه، شار تابش می تواند ده برابر شود. بعد از نیم ساعت یا یک ساعت به سطح اولیه خود برمی گردد. در هنگام شعله ور شدن، روشنایی خطوط انتشار نیز افزایش می یابد. ماهیت این پدیده به شدت شبیه یک شعله کروموسفر در خورشید است، اما در مقیاس بسیار بزرگتر متفاوت است. ستاره های UV Ceti به احتمال زیاد در آخرین مراحل انقباض گرانشی هستند.

ستاره های هم نوعگرفتن ستارگان عظیم و با سرعت در حال تکامل در مراحل اولیه تکامل بسیار دشوارتر است. با این وجود، در میان ستارگان داغ کلاس B، عمدتاً با چرخش سریع، اغلب ستارگانی با خطوط گسیلی متعلق به هیدروژن، گاهی هلیوم و عناصر دیگر وجود دارد. به عنوان یک قاعده، چنین ستارگانی با طیف های متغیر متمایز می شوند و روشنایی خود را 0.1-0.2 متر تغییر می دهند، و این تغییرات ماهیت نامنظم دارند و ظاهراً با خروج ماده ناشی از چرخش سریع مرتبط هستند. جرم ستارگان Be در حد 10M¤ است. ظاهراً اینها اشیای جوانی هستند که به تازگی شکل گرفته اند.

ستاره های نوع Wolf-Rayet(که WR نشان داده می شود) گروه کوچکی از ستارگان را تشکیل می دهند که متعلق به درخشان ترین اجرام در کهکشان ما هستند. به طور متوسط، قدر مطلق آنها -4 متر است، و تعداد کل شناخته شده آنها از 200 تجاوز نمی کند. طیف ستارگان نوع WR از خطوط روشن گسترده متعلق به اتم ها و یون های با پتانسیل یونیزاسیون بالا تشکیل شده است (H, 1 He, 2 He, 3 C، 3 N، 3 O، و غیره) روی یک پس‌زمینه پیوسته قوی قرار گرفته‌اند. شکل خطوط طیفی نشان دهنده انبساط پوسته های اطراف این ستارگان است که با شتاب رخ می دهد. انرژی ساطع شده در خطوط با انرژی در طیف پیوسته قابل مقایسه است. منبع آن تابش قدرتمند فرابنفش یک ستاره بسیار داغ است که دمای مؤثر آن به 100000 کلوین می رسد! فشار نور چنین تابش داغی ظاهراً علت حرکت شتاب یافته اتم ها در اتمسفر ستاره های نوع WR است. مانند ستاره های Be، اینها اجرام جوان هستند، اغلب سیستم های دوتایی.

همراه با فرآیندهای فشردگی یا انبساط، روشنایی یک ستاره می تواند به دلیل ایجاد لکه های تیره و روشن روی سطح تغییر کند. با چرخش حول محور خود، ستاره با سمت روشن یا تاریک به سمت ناظر می چرخد. در برخی از ستارگان، لکه های تاریک مناطق بزرگی را اشغال می کنند، بنابراین تغییرپذیری قابل توجه می شود. در خورشید، تعداد لکه های تاریک نیز به طور دوره ای افزایش می یابد. مشخص شده است که وقتی لکه های تاریک از قرص مرئی خورشید عبور می کنند، نور کمتری وارد زمین می شود. بنابراین خورشید را می توان یک ستاره متغیر خالدار در نظر گرفت.

ستاره های جدیداصطلاح ستاره جدید به هیچ وجه به معنای ظهور یک ستاره تازه شکل گرفته نیست، بلکه تنها مرحله خاصی از تغییرپذیری برخی از ستارگان را منعکس می کند. ستارگان جدید را ستارگان متغیر فورانی از نوع خاصی می نامند که حداقل یک بار افزایش ناگهانی و شدید درخشندگی (شعله ور شدن) حداقل 7-8 قدر در آنها مشاهده شده است. اغلب، در طول یک جرقه، قدر ظاهری ستاره 10-13 متر کاهش می یابد، که مربوط به افزایش درخشندگی ده ها و صدها هزار بار است. به طور متوسط، قدر مطلق در حداکثر به 8.5 متر می رسد. پس از طغیان، ستاره های جدید کوتوله های بسیار داغ هستند. در فاز ماکزیمم شعله، آنها شبیه ابرغول های طیفی A-F هستند.

همانطور که مشاهدات نشان می دهد، هر سال حدود صد ستاره جدید در کهکشان ما شعله ور می شوند.

اگر فوران همان ستاره جدید حداقل دو بار مشاهده شود، چنین ستاره جدیدی تکرار شده نامیده می شود. در نوواهای مکرر، به طور معمول، افزایش درخشندگی تا حدودی کمتر از نوواهای معمولی است.

پس از طغیان، نوواها اغلب تنوع ضعیفی از خود نشان می دهند.

منحنی های نور ستارگان جدید شکل خاصی دارند که امکان تقسیم همه پدیده ها را به چند مرحله فراهم می کند. افزایش اولیه روشنایی بسیار سریع اتفاق می افتد (2-3 روز)، اما کمی قبل از حداکثر، افزایش درخشندگی تا حدودی کند می شود (افزایش نهایی). پس از حداکثر، درخشندگی کاهش می یابد و برای سالها ادامه می یابد. کاهش روشنایی در سه قدر اول معمولاً صاف است. گاهی اوقات حداکثر ثانویه وجود دارد. این مرحله با یک مرحله انتقالی دنبال می شود که یا با کاهش صاف درخشندگی با سه قدر دیگر یا با نوسانات آن مشخص می شود. گاهی اوقات کاهش شدید درخشندگی و به دنبال آن بازگشت آهسته به مقدار قبلی وجود دارد. سقوط نهایی در درخشش کاملاً تدریجی است. در نتیجه، ستاره همان درخشندگی قبل از فوران را به دست می آورد.

تصویر توصیف شده از تغییر درخشندگی یک ستاره جدید نشان می دهد که در طول فوران انفجار ناگهانی ناشی از بی ثباتی در ستاره رخ می دهد. بر اساس فرضیه‌های مختلف، این ناپایداری می‌تواند در برخی از ستارگان داغ در نتیجه فرآیندهای درونی که آزاد شدن انرژی در ستاره را تعیین می‌کند یا به دلیل تأثیر برخی عوامل خارجی به وجود آید.

یک دلیل احتمالی برای انفجار یک نوا، تبادل ماده بین اجزای سیستم های دوتایی نزدیک است که همه این ستاره ها به آن تعلق دارند. در یک جفت، یک ستاره، به عنوان یک قاعده، یک ستاره دنباله اصلی است، دومی یک کوتوله سفید است. یک ستاره معمولی در اثر برخورد یک کوتوله سفید به شدت تغییر شکل می دهد. پلاسما از آن شروع به جاری شدن روی کوتوله سفید می کند و یک صفحه درخشان در اطراف آن تشکیل می دهد. وقتی ماده روی کوتوله سفید می افتد، لایه ای از گاز با دما و چگالی بالا ایجاد می شود، برخورد پروتون ها باعث واکنش گرما هسته ای می شود. این انفجار حرارتی در سطح کوتوله سفید است که منجر به بیرون راندن پوشش انباشته شده می شود. ناظر درخشش پوسته را مانند درخشش ستاره ای جدید می بیند. مقدار کل انرژی آزاد شده در طی یک انفجار نووا از 10 45 -10 46 erg بیشتر است. خورشید در طول ده ها هزار سال انرژی بسیار زیادی را ساطع می کند! با این وجود، این به طور قابل توجهی کمتر از ذخایر کل انرژی گرما هسته ای ستاره است. بر این اساس، اعتقاد بر این است که انفجار یک ستاره جدید با تغییر در ساختار کلی آن همراه نیست، بلکه تنها بر لایه های سطحی تأثیر می گذارد.

پیامد گرم شدن گاز حاصل از انفجار، پرتاب ماده توسط ستاره است که منجر به جدا شدن لایه های بیرونی از آن می شود - پوسته هایی با جرم 10 -4 -10 -5 M¤. این پوسته با سرعت فوق العاده ای از چند صد به 1500-2000 کیلومتر بر ثانیه در حال گسترش است. ستاره به سرعت آن را می ریزد و در نتیجه یک سحابی در اطراف خود تشکیل می دهد. سحابی های گازی در حال انبساط تقریباً در اطراف همه نواهای نزدیک به ما پیدا شده اند.

در مراحل اولیه فوران، زمانی که شعاع پوسته صدها برابر در نتیجه انبساط افزایش می یابد، چگالی و دمای لایه های بیرونی ستاره کاهش می یابد. در ابتدا، یک ستاره داغ کلاس O یک طیف کلاس A-F به دست می آورد. با این حال، با وجود سرد شدن، درخشندگی کل ستاره به دلیل درخشش قدرتمند گازها و افزایش شعاع پوشش به سرعت افزایش می یابد. بنابراین، اندکی قبل از حداکثر، ستاره جدید دارای طیف یک ابرغول است.

در این مرحله، طیف نوا تمام ویژگی‌های ذاتی ابرغول‌های کلاس A یا F را دارد (خطوط باریک که در میان آنها خطوط هیدروژنی برجسته هستند). با این حال، یکی از ویژگی های مهم این طیف، به نام premaximal، تغییر قوی خطوط جذب به بنفش است، که مربوط به نزدیک شدن ماده ساطع کننده به ما با سرعت چند ده یا صدها کیلومتر در ثانیه است. در این زمان، انبساط پوسته متراکم وجود دارد که پوسته جدید در این مرحله دارد.

در حداکثر، شکل طیف به شدت تغییر می کند. به اصطلاح طیف اصلی ظاهر می شود. خطوط آن با مقداری مطابق با سرعت انبساط حدود 1000 کیلومتر بر ثانیه به بنفش منتقل می شوند. دلیل این تغییر در طیف به این واقعیت مربوط می شود که با گسترش آن، پوسته نازک تر و در نتیجه شفاف تر می شود. بنابراین لایه های عمیق تر آن قابل مشاهده می شوند که بسیار سریعتر حرکت می کنند. بلافاصله پس از خطوط انتشار حداکثر، روشن و بسیار گسترده در طیف نوا ظاهر می شود، به شکل نوارهایی که عمدتاً به هیدروژن، آهن و تیتانیوم تعلق دارند. هر یک از این باندها کل طیف طیف را از خط جذب انتقال یافته به بنفش طیف اصلی تا موقعیت تغییرناپذیر همان خط را اشغال می کند. این بدان معنی است که پوسته از قبل آنقدر کمیاب می شود که لایه های مختلف آن قابل مشاهده هستند و تمام سرعت های ممکن را دارند.

هنگامی که این کاهش درخشندگی حدود 1 متر است، یک طیف جرقه منتشر ظاهر می شود که شامل خطوط جذب قوی هیدروژن و فلزات یونیزه شده و همچنین نوارهای روشن خاص است. طیف پراکنده - جرقه بر روی طیف اصلی قرار می گیرد و به تدریج بر شدت آن افزوده می شود. در آینده، طیف به اصطلاح شکارچی، مشخصه ستارگان داغ کلاس B، به آن اضافه می شود. ظهور جرقه منتشر و سپس طیف شکارچی نشان می دهد که ماده با سرعت افزایش یافته توسط ستاره به تدریج از عمیق تر و داغ تر به بیرون پرتاب می شود. لایه های.

با شروع مرحله انتقال، طیف منتشر - جرقه ناپدید می شود و جبارها به حداکثر شدت خود می رسند. پس از ناپدید شدن دومی، در برابر پس‌زمینه طیف پیوسته ستاره جدید، که با نوارهای جذب گسترده عبور می‌کند، خطوط انتشار ظاهر می‌شوند و به تدریج افزایش می‌یابند که در طیف سحابی‌های گازی کمیاب (مرحله سحابی) مشاهده می‌شوند. این نشان دهنده نادر شدن شدیدتر مواد پوسته است.

ابرنواخترهاابرنواخترها ستارگانی هستند که مانند ستاره های جدید می درخشند و به حداکثر قدر مطلق خود از 18- تا 19- متر و حتی 21- متر می رسند. افزایش درخشندگی بیش از 19 متر، یعنی ده ها میلیون بار رخ می دهد. کل انرژی ساطع شده توسط یک ابرنواختر در طول طغیان آن از 10 48 -10 49 erg فراتر می رود که هزاران برابر بیشتر از نواخترها است.

ابرنواخترها در نتیجه انفجار یک ستاره تشکیل می شوند، زمانی که بیشتر جرم آن با سرعت 10000 کیلومتر در ثانیه از هم جدا می شود و بقیه به یک ستاره نوترونی فوق متراکم فشرده می شود.

حدود 60 انفجار ابرنواختر در کهکشان های دیگر به صورت عکاسی ثبت شده است، و اغلب معلوم می شود که درخشندگی آنها با درخشندگی یکپارچه کل کهکشانی که انفجار در آن رخ داده است قابل مقایسه است. ابرنواخترها پایان عمر ستارگانی هستند که 8 تا 10 برابر جرم خورشید دارند، ستارگان نوترونی به دنیا می آورند و محیط بین ستاره ای را با عناصر سنگین غنی می کنند.

با توجه به توصیف مشاهدات قبلی که با چشم غیرمسلح انجام شد، می‌توان موارد متعددی از انفجار ابرنواختر را در کهکشان ما ایجاد کرد. جالب ترین آنها ابرنواختر 1054 است که در سالنامه ها ذکر شده است که در صورت فلکی ثور شعله ور شد و توسط ستاره شناسان چینی و ژاپنی به شکل "ستاره مهمان" مشاهده شد که ناگهان ظاهر شد و به نظر درخشان تر از زهره و ناهید بود. حتی در طول روز قابل مشاهده بود.

مشاهده دیگری از یک پدیده مشابه در سال 1572 توسط ستاره شناس دانمارکی تیکو براهه با جزئیات بسیار بیشتر توضیح داده شد. ظهور ناگهانی یک ستاره "جدید" در صورت فلکی Cassiopeia مورد توجه قرار گرفت. در عرض چند روز، این ستاره که به سرعت درخشندگی خود را افزایش می داد، شروع به درخشان تر از زهره کرد.

به زودی تشعشعات آن به تدریج شروع به ضعیف شدن کرد و انقراض با نوسانات شدت و جرقه های کوچک همراه بود. بعد از دو سال دیگر با چشم غیرمسلح قابل مشاهده نبود.

در سال 1604، یک ابرنواختر توسط کپلر در صورت فلکی Ophiuchus مشاهده شد. اگرچه این پدیده شبیه فوران یک نوا معمولی است، اما در مقیاس، منحنی و طیف نوری صاف و آهسته در حال تغییر با آن تفاوت دارد.

دو نوع ابرنواختر با ویژگی طیف نزدیک به دوران حداکثر متمایز می شوند.

ابرنواخترهای نوع I نزدیک به حداکثر با یک طیف پیوسته که هیچ خطی در آن قابل مشاهده نیست، متمایز می شوند. بعداً نوارهای گسیلی بسیار وسیعی ظاهر می شوند که موقعیت آنها با هیچ یک از خطوط طیفی شناخته شده منطبق نیست. عرض این باندها با انبساط گازها با سرعت تا 6000 کیلومتر بر ثانیه مطابقت دارد. شدت، ساختار و موقعیت باندها اغلب در طول زمان تغییر می کند. شش ماه پس از حداکثر، نوارهایی ظاهر می شوند که می توانند با طیف اکسیژن خنثی شناسایی شوند.

در ابرنواخترهای نوع دوم، درخشندگی در حداکثر تا حدودی کمتر از ابرنواخترهای نوع I است. طیف آنها با افزایش درخشندگی فرابنفش متمایز می شود. همانطور که در طیف نواهای معمولی، آنها خطوط جذب و انتشار را نشان می دهند که با هیدروژن، نیتروژن یونیزه شده و سایر عناصر مشخص شده است.

سحابی های گازی به سرعت در حال انبساط بسیار جالب توجه هستند که در موارد متعددی در محل انفجار ابرنواخترهای نوع I یافت شده اند. قابل توجه ترین آنها سحابی معروف خرچنگ در صورت فلکی ثور است. شکل خطوط انتشار این سحابی نشان دهنده انبساط آن با سرعت حدود 1000 کیلومتر بر ثانیه است. ابعاد فعلی سحابی به گونه ای است که گسترش با این سرعت نمی تواند بیش از 900 سال پیش آغاز شود، یعنی. درست در عصر انفجار ابرنواختر 1054. همزمانی زمان و مکان سحابی خرچنگ با "ستاره مهمان" که در تواریخ چینی توصیف شده است، این احتمال را مطرح می کند که سحابی در صورت فلکی ثور نتیجه یک انفجار ابرنواختری باشد.

سحابی خرچنگ دارای تعدادی ویژگی قابل توجه است:

1) بیش از 80٪ تابش مرئی روی طیف پیوسته می افتد.

2) در نور سفید ظاهری بی شکل دارد.

3) طیف انتشار معمول برای سحابی ها با خطوطی از فلزات یونیزه شده و هیدروژن (که دومی ضعیف تر هستند) توسط رشته های جداگانه منتشر می شود.

4) تابش قطبی است و در برخی از مناطق سحابی تقریباً به طور کامل.

5) سحابی خرچنگ یکی از قدرتمندترین منابع انتشار رادیویی در کهکشان ما است.

یک توضیح ممکن برای این ویژگی های جالب سحابی خرچنگ به شرح زیر است. در طول انفجار ابرنواختر 1054، الکترون‌های آزاد به تعداد زیاد ظاهر شدند که دارای انرژی‌های جنبشی عظیم (الکترون‌های نسبیتی) بودند. آنها با سرعتی نزدیک به سرعت نور حرکت می کنند. فرآیندهای چنین شتاب قوی ذرات در زمان حاضر ادامه دارد. تابش پیوسته هم در ناحیه مرئی طیف و هم در محدوده رادیویی به دلیل کاهش سرعت الکترون‌های نسبیتی در حین حرکت آنها به صورت مارپیچی در اطراف خطوط نیروی میدان‌های مغناطیسی ضعیف ایجاد می‌شود. چنین تشعشعی باید قطبی شود که در واقع مشاهده می شود.

سحابی‌های ضعیف و منابع گسیل رادیویی با قدرت‌های مختلف نیز در محل‌های فوران ابرنواخترهای دیگر در کهکشان ما کشف شده‌اند.

تا همین اواخر، با وجود این واقعیت که پدیده انفجار ابرنواختر مدت هاست پایان یافته است، کاملاً نامشخص بود که چگونه هجوم دائمی الکترون های نسبیتی جدید در سحابی خرچنگ رخ می دهد. این سوال تنها پس از کشف اشیاء کاملاً جدید شروع به روشن شدن کرد.

تپ اختر.در آگوست 1967، در کمبریج (انگلیس)، انتشار رادیویی کیهانی، که از منابع نقطه‌ای به شکل پالس‌های کاملاً متوالی متوالی منتشر می‌شد، ثبت شد. مدت زمان یک پالس فردی برای چنین منابعی از چند میلی ثانیه تا چند دهم ثانیه متغیر است. تیز بودن پالس ها و منظم بودن فوق العاده تکرار آنها این امکان را به وجود می آورد که با دقت بسیار بالایی دوره های ضربان این اجسام را که تپ اختر نامیده می شوند، تعیین کرد. دوره زمانی یکی از تپ اخترها 1.337301133 ثانیه است، در حالی که سایرین دارای دوره هایی از 0.03 تا 4 ثانیه هستند. در حال حاضر حدود 200 تپ اختر شناخته شده است. همه آنها در گستره وسیعی از طول موجها تابش رادیویی بسیار قطبی شده تولید می کنند که شدت آن با افزایش طول موج به شدت افزایش می یابد. این بدان معنی است که تابش ماهیت غیر حرارتی دارد. امکان تعیین فاصله تا بسیاری از تپ اخترها وجود داشت که معلوم شد در محدوده صدها تا هزاران پارسک است. بنابراین، این اجرام نسبتاً نزدیک هستند که آشکارا متعلق به کهکشان ما هستند.

قابل توجه ترین تپ اختر، که معمولاً با شماره NP 0531 مشخص می شود، دقیقاً با یکی از ستاره های مرکز سحابی خرچنگ منطبق است. مشاهدات ویژه نشان داده است که تابش نوری این ستاره نیز با همان دوره تغییر می کند. در یک ضربه، ستاره به 13 متر می رسد و بین تکانه ها قابل مشاهده نیست. همین تپش ها از این منبع توسط تابش اشعه ایکس نیز تجربه می شود که قدرت آن 100 برابر بیشتر از قدرت تابش نوری است.

همزمانی یکی از تپ اخترها با مرکز چنین شکل گیری غیرمعمولی مانند سحابی خرچنگ نشان می دهد که آنها فقط اجرامی هستند که ابرنواخترها پس از شعله ور شدن به آنها تبدیل می شوند. بر اساس مفاهیم مدرن، انفجار ابرنواختر با آزاد شدن مقدار زیادی انرژی در طول انتقال به حالت فوق متراکم همراه است، پس از اتمام تمام منابع انرژی هسته ای ممکن در آن.

برای ستارگان با جرم کافی، پایدارترین حالت ادغام پروتون ها و الکترون ها به نوترون ها و تشکیل ستاره به اصطلاح نوترونی است. اگر فوران‌های ابرنواختر واقعاً به شکل‌گیری چنین اجرامی ختم شود، احتمالاً تپ‌اخترها ستارگان نوترونی هستند، در این حالت، با جرمی در حد 2M¤، شعاع آنها باید حدود 10 کیلومتر باشد. وقتی به چنین ابعادی فشرده می شود، چگالی ماده از هسته بیشتر می شود (تا 106 تن بر سانتی متر مکعب) و چرخش ستاره به دلیل قانون بقای تکانه زاویه ای تا چندین ده شتاب می گیرد. چرخش در ثانیه در سطح یک ستاره نوترونی، نوترون ها به پروتون و الکترون تجزیه می شوند. یک میدان قوی، الکترون ها را به سرعتی نزدیک به سرعت نور شتاب می دهد و آنها به فضای بیرونی پرواز می کنند. الکترون ها ستاره را تنها در نواحی قطب های مغناطیسی، جایی که خطوط مغناطیسی نیرو خارج می شوند، ترک می کنند. اگر محور مغناطیسی ستاره با محور چرخش منطبق نباشد، پرتوهای تابشی با دوره ای برابر با دوره چرخش ستاره می چرخند. بنابراین نام تپ اختر کاملاً صحیح نیست: ستارگان تپش ندارند، بلکه می چرخند.

مشخص شده است که برخی از تپ اخترها دارای افزایش آهسته در دوره های (دوبرابر شدن در 10 3-10 7 سال) هستند که ظاهراً ناشی از اثر کندکننده میدان مغناطیسی مرتبط با تپ اختر است که در نتیجه انرژی چرخشی به تابش تبدیل می شود. . همراه با این، کاهش‌های ناگهانی در دوره‌ها مشاهده شد که احتمالاً منعکس‌کننده تغییر ساختار شدید سطح ستاره است که گاهی هنگام سرد شدن رخ می‌دهد.

علاوه بر تپ اخترهای رادیویی، به اصطلاح. تپ اخترهایی که فقط در محدوده اشعه ایکس یا گاما مشاهده می شوند. آنها دوره هایی از چند تا صدها ثانیه دارند و بخشی از سیستم های ستاره ای دوتایی نزدیک هستند. منبع انرژی تابش آنها، بر اساس مفاهیم مدرن، انرژی گرانشی آزاد شده در طول برافزایش بر روی یک ستاره نوترونی یا سیاهچاله ای از ماده است که از یک ستاره معمولی همسایه جاری می شود.

ستارگان متغیر بسیار جالب، منابع پرتو ایکس تپ اختری هستند. برخی از آنها در واقع تپ اختر هستند، برخی دیگر بقایای انفجارهای ابرنواختری هستند. در این حالت علت درخشش تابش حرارتی گازی است که تا دمای چند میلیون درجه گرم شده است.

اما بخش عمده ای از منابع پرتو ایکس کهکشانی متعلق به دسته خاصی از اجرام با طبیعت ستاره ای است که اغلب ستاره های پرتو ایکس نامیده می شوند. قابل توجه ترین نماینده معمولی آنها منبع ذکر شده Scorpio X-1 است. از بین تابش دائمی، روشن شد: در محدوده 1-10 آرینگ. شار تابش از آن به طور متوسط ​​3 10 -7 erg/cm2 است، یعنی. به اندازه یک ستاره 7 متری در ناحیه نوری. درخشندگی اشعه ایکس آن به 1037 erg/s می رسد که هزاران برابر بیشتر از درخشندگی بولومتری خورشید است.

یکی از ویژگی های مهم ستارگان پرتو ایکس تغییرپذیری تابش آنها است. در منبع Scorpio X-1 که با ستاره متغیر 12-13 متر شناسایی شده است، تغییرات در شار پرتو ایکس و تابش نوری به هیچ وجه به یکدیگر مرتبط نیستند. در عرض چند روز، هر دو می توانند در عرض 20٪ نوسانات را تجربه کنند، پس از آن فاز فعال شروع می شود - چشمک هایی که چندین ساعت طول می کشد، که در طی آن شارها 2-3 بار تغییر می کنند. در عین حال، گاهی اوقات تغییر قابل توجهی در سطح تابش در یک بازه زمانی حدود 10-3 ثانیه مشاهده می شود، به طوری که اندازه منبع نمی تواند از 0.001 ثانیه نوری تجاوز کند. یعنی 300 کیلومتر. این نشان می‌دهد که منابع پرتو ایکس باید اجرام فشرده‌ای غیرعادی باشند، شاید از نوع ستاره‌های نوترونی، مانند تپ اخترها، که برخی از ستاره‌های پرتو ایکس با آن‌ها شناسایی می‌شوند.

تعدادی از ستارگان پرتو ایکس، مانند Hercules X-1 و Centaurus X-3، دارای تناوب شدید تغییرات شار پرتو ایکس هستند که ثابت می کند منبع جزء یک سیستم دوتایی است. بیش از ده ها منبع با ستاره هایی شناسایی شده اند که تنوع آنها نشان می دهد که آنها به سیستم های دوتایی نزدیک تعلق دارند. بنابراین، ستارگان پرتو ایکس به احتمال زیاد سیستم‌های دوتایی نزدیکی هستند که یکی از اجزای آن یک ستاره نوری و دیگری یک جسم فشرده است که در مرحله نهایی تکامل خود قرار دارد. اغلب فرض بر این است که این یک ستاره نوترونی است، اگرچه در برخی موارد احتمال وجود یک کوتوله سفید یا حتی یک سیاهچاله منتفی نیست.

دلیل ظهور تابش پرتو ایکس قدرتمند باید سقوط بر روی یک جسم فشرده (به عنوان مثال، یک ستاره نوترونی) از ابرها و جت های گازهای جاری از جزء نوری یک سیستم دوتایی نزدیک باشد. در مورد یک ستاره نوترونی بسیار فشرده، سرعت سقوط گازها در این فرآیند که برافزایش نامیده می شود، می تواند به 100000 کیلومتر بر ثانیه برسد، یعنی. یک سوم سرعت نور! هنگام سقوط روی یک ستاره نوترونی، انرژی جنبشی گازها به اشعه ایکس تبدیل می شود. نقش مهمی توسط میدان های مغناطیسی قوی ستاره نوترونی ایفا می شود.

علاوه بر منابع پرتو ایکس که دائماً مشاهده می شوند، سالانه بیش از دوازده جرم شعله ور شناسایی می شوند که شبیه ستاره های جدید در ماهیت این پدیده هستند. درخشندگی این منابع پرتو ایکس شبیه جدید به سرعت در طی چند روز افزایش می یابد. در عرض 1-2 ماه، آنها ممکن است روشن‌ترین مناطق در آسمان "اشعه ایکس" باشند، که گاهی اوقات شار تابش چندین برابر بیشتر از درخشان‌ترین منبع ثابت Scorpio X-1 است. برخی از آنها در هنگام شعله ور شدن، تپ اخترهای اشعه ایکس هستند که دوره های بسیار طولانی دارند (تا 7 دقیقه). ماهیت این اجرام و همچنین ارتباط احتمالی آنها با ستاره های جدید هنوز مشخص نیست.

ستارگان متغیر یکی از کنجکاوترین پدیده های آسمان هستند که برای رصد با چشم غیر مسلح قابل دسترسی است. علاوه بر این، زمینه برای فعالیت علمی یک عاشق ساده نجوم وجود دارد و حتی فرصتی برای کشف وجود دارد. امروزه ستارگان متغیر زیادی وجود دارد و مشاهده آنها بسیار جالب است.

ستارگان متغیر ستارگانی هستند که با گذشت زمان درخشندگی خود را تغییر می دهند. البته این روند کمی طول می کشد و به معنای واقعی کلمه جلوی چشم ما اتفاق نمی افتد. با این حال، اگر به طور دوره ای چنین ستاره ای را مشاهده کنید، تغییرات در روشنایی آن به وضوح قابل مشاهده خواهد بود.

دلایل تغییر درخشندگی می تواند دلایل مختلفی باشد و بسته به آن ها همه ستارگان متغیر به انواع مختلفی تقسیم می شوند که در ادامه به بررسی آنها می پردازیم.

چگونه ستاره های متغیر کشف شدند

همیشه اعتقاد بر این بوده است که درخشندگی ستارگان چیزی ثابت و تزلزل ناپذیر است. فلش یا فقط ظاهر یک ستاره از زمان های قدیم به چیزی ماوراء طبیعی نسبت داده می شد و این به وضوح دارای نوعی نشانه از بالا بود. همه اینها را می توان به راحتی در متن همان کتاب مقدس مشاهده کرد.

با این حال، قرن ها پیش، مردم می دانستند که برخی از ستاره ها هنوز هم می توانند روشنایی خود را تغییر دهند. به عنوان مثال، Beta Perseus بیهوده به نام El Ghoul (اکنون به آن Algol) گفته می شود، که در ترجمه به معنای "ستاره شیطان" نیست. به دلیل خاصیت غیرمعمولش برای تغییر روشنایی با دوره کمی کمتر از 3 روز به این نام نامگذاری شده است. این ستاره به عنوان یک متغیر در سال 1669 توسط ستاره شناس ایتالیایی مونتاناری کشف شد و در پایان قرن هجدهم، ستاره شناس آماتور انگلیسی جان گودریک مطالعه کرد و در سال 1784 دومین متغیر از همان نوع - β Lyrae را کشف کرد.

در سال 1893، هنریتا لویت برای کار در رصدخانه هاروارد آمد. وظیفه او اندازه گیری روشنایی و فهرست ستارگان روی صفحات عکاسی انباشته شده در این رصدخانه بود. در نتیجه، هنریتا بیش از هزار ستاره متغیر را در 20 سال کشف کرد. او به ویژه در بررسی ستارگان متغیر تپنده، قیفاووس، خوب بود و به برخی از اکتشافات مهم دست یافت. به ویژه، او وابستگی دوره یک قیفاووس را به درخشندگی آن کشف کرد، که امکان تعیین دقیق فاصله تا یک ستاره را فراهم می کند.

هنریتا لویت

پس از آن، با پیشرفت سریع نجوم، هزاران متغیر جدید کشف شد.

طبقه بندی ستارگان متغیر

همه ستارگان متغیر به دلایل مختلف درخشندگی خود را تغییر می دهند، بنابراین طبقه بندی بر این اساس ایجاد شد. در ابتدا بسیار ساده بود، اما با جمع شدن داده ها، پیچیده تر و پیچیده تر شد.

اکنون در طبقه بندی ستارگان متغیر، چندین گروه بزرگ از هم متمایز می شوند که هر کدام شامل زیرگروه هایی است که شامل ستارگانی با علل تغییرپذیری یکسان است. چنین زیرگروه های زیادی وجود دارد، بنابراین به طور خلاصه به گروه های اصلی خواهیم پرداخت.

ستارگان متغیر را گرفت

گرفتگی متغیرها یا به سادگی گرفتگی ستارگان متغیر، روشنایی آنها را به یک دلیل بسیار ساده تغییر می دهد. در واقع، آنها یک ستاره نیستند، بلکه یک سیستم دوتایی هستند، علاوه بر این، کاملاً نزدیک هستند. صفحه مدارهای آنها به گونه ای قرار دارد که ناظر می بیند که چگونه یک ستاره ستاره دیگر را می بندد - همانطور که بود، یک خسوف وجود دارد.

اگر کمی دور بودیم نمی توانستیم چنین چیزی را ببینیم. همچنین ممکن است چنین ستارگان زیادی وجود داشته باشد، اما ما آنها را به عنوان متغیر نمی بینیم، زیرا صفحه مدار آنها با صفحه دید ما منطبق نیست.

بسیاری از انواع ستاره های متغیر گرفتار نیز شناخته شده اند. یکی از معروف ترین نمونه ها، الگول یا β پرسئوس است. این ستاره توسط ریاضیدان ایتالیایی مونتاناری در سال 1669 کشف شد و خواص آن توسط جان گودریک، ستاره شناس آماتور انگلیسی، در پایان قرن 18 مورد مطالعه قرار گرفت. ستارگانی که این منظومه دوتایی را تشکیل می دهند را نمی توان به صورت جداگانه مشاهده کرد - آنها به قدری نزدیک هستند که دوره انقلاب آنها فقط 2 روز و 20 ساعت است.

اگر به منحنی روشنایی الگول نگاه کنید، می توانید یک شیب کوچک در وسط ببینید - حداقل ثانویه. واقعیت این است که یکی از اجزا روشن تر (و کوچکتر) است و دومی ضعیف تر (و بزرگتر). وقتی مولفه ضعیف مولفه روشن را بپوشاند، شاهد افت شدید درخشندگی هستیم و وقتی مولفه روشن مولفه ضعیف را بپوشاند، افت روشنایی چندان مشخص نیست.

در سال 1784، گودریک یک متغیر خورشید گرفتگی دیگر، Lyrae's β را کشف کرد. مدت آن 12 روز و 21 ساعت و 56 دقیقه است. برخلاف الگول، نمودار تغییر روشنایی برای این متغیر هموارتر است. واقعیت این است که در اینجا سیستم دوتایی بسیار نزدیک است، ستارگان آنقدر به هم نزدیک هستند که شکلی کشیده و بیضوی دارند. بنابراین، ما نه تنها کسوف اجزاء را می بینیم، بلکه در هنگام چرخش ستاره های بیضوی به سمت پهن یا باریک، درخشندگی نیز تغییر می کند. به همین دلیل، تغییر در براقیت در اینجا نرمتر است.

نمودار تغییر در روشنایی β Lyra.

یکی دیگر از متغیرهای کسوف معمولی دب بزرگ W است که در سال 1903 کشف شد. در اینجا، نمودار یک سطح پایین ثانویه تقریباً به همان عمق نمودار اصلی را نشان می دهد، و خود نمودار مانند β Lyra صاف است. واقعیت این است که در اینجا اجزاء از نظر اندازه تقریباً یکسان هستند، همچنین دراز هستند و به قدری از هم فاصله دارند که سطوح آنها تقریباً با هم تماس دارند.

انواع دیگری از ستاره های متغیر گرفتار وجود دارد، اما کمتر رایج هستند. این شامل ستارگان بیضی شکل نیز می شود که در حین چرخش با یک طرف پهن یا باریک به سمت ما می چرخند و به همین دلیل درخشندگی آنها تغییر می کند.

ستاره های متغیر تپنده

ستاره های متغیر تپنده دسته بزرگی از اجرام از این نوع هستند. تغییر در روشنایی به دلیل تغییر در حجم ستاره رخ می دهد - یا منبسط می شود یا دوباره منقبض می شود. این به دلیل بی ثباتی تعادل بین نیروهای اصلی - گرانش و فشار داخلی اتفاق می افتد.

با چنین ضربانی، افزایش فتوسفر ستاره و افزایش مساحت سطح تابش رخ می دهد. در همان زمان، دمای سطح و رنگ ستاره تغییر می کند. براق نیز به ترتیب تغییر می کند. برخی از انواع متغیرهای نوسانی روشنایی خود را به صورت دوره ای تغییر می دهند و برخی از آنها هیچ ثباتی ندارند - به آنها نامنظم می گویند.

اولین ستاره تپنده میرا کیتا بود که در سال 1596 کشف شد. هنگامی که درخشندگی آن به حداکثر می رسد، با چشم غیر مسلح به وضوح قابل مشاهده است. حداقل، دوربین دوچشمی یا تلسکوپ خوب مورد نیاز است. دوره درخشندگی میرا 331.6 روز است و چنین ستارگانی را میرید یا ستارگان نوع ο Ceti می نامند - چندین هزار مورد از آنها شناخته شده است.

یکی دیگر از انواع شناخته شده متغیرهای تپنده، Cepheid است که نام آن از ستاره ای از این نوع، Ϭ Cephei گرفته شده است. این غول ها با دوره های 1.5 تا 50 روزه هستند، گاهی اوقات بیشتر. حتی ستاره شمالی متعلق به قیفاووس با دوره تقریباً 4 روزه و با نوسانات روشنایی از 2.50 تا 2.64 ستاره است. مقادیر. قیفاووس ها نیز به زیر طبقات تقسیم می شوند و مشاهدات آنها نقش بسزایی در توسعه نجوم به طور کلی داشته است.

متغیرهای ضربان دار از نوع RR Lyrae با تغییر سریع روشنایی متمایز می شوند - دوره های آنها کمتر از یک روز است و نوسانات به طور متوسط ​​به یک بزرگی می رسد که مشاهده بصری آنها را آسان می کند. این نوع متغیرها نیز بسته به عدم تقارن منحنی نور آنها به 3 گروه تقسیم می شوند.

حتی دوره‌های کوتاه‌تر در قیفاووس‌های کوتوله نوع دیگری از متغیرهای تپنده هستند. به عنوان مثال، CY of Aquarius دارای دوره زمانی 88 دقیقه است، در حالی که SX of Phoenix دارای دوره زمانی 79 دقیقه است. نمودار روشنایی آنها شبیه به نمودار قیفاووسی معمولی است. آنها علاقه زیادی برای مشاهده دارند.

انواع بیشتری از ستارگان متغیر تپنده وجود دارد، اگرچه آنها برای رصدهای آماتور چندان رایج یا بسیار راحت نیستند. به عنوان مثال، ستارگان نوع RV Taurus دارای دوره‌هایی از 30 تا 150 روز هستند و در نمودار روشنایی انحرافاتی وجود دارد، به همین دلیل است که ستاره‌های این نوع را نیمه منظم می‌نامند.

ستاره های متغیر اشتباه

ستارگان متغیر نامنظم نیز تپنده هستند، اما این یک کلاس بزرگ است که شامل اجرام بسیاری است. تغییرات در روشنایی آنها بسیار پیچیده است و اغلب نمی توان از قبل پیش بینی کرد.

با این حال، برای برخی از ستاره های نامنظم، تناوب را می توان در دراز مدت تشخیص داد. به عنوان مثال، هنگام مشاهده در طی چندین سال، می توان متوجه شد که نوسانات نامنظم به یک منحنی متوسط ​​می رسد که تکرار می شود. برای مثال، چنین ستارگانی عبارتند از Betelgeuse - α Orion، که سطح آن با لکه های روشن و تاریک پوشیده شده است، که نوسانات روشنایی را توضیح می دهد.

ستاره های متغیر نامنظم به خوبی درک نشده اند و بسیار مورد توجه هستند. هنوز اکتشافات زیادی در این زمینه وجود دارد.

نحوه رصد ستاره های متغیر

برای مشاهده تغییرات در روشنایی یک ستاره، استفاده می شود. زمانی که یک ناظر درخشندگی یک ستاره متغیر را با روشنایی ستارگان همسایه مقایسه می کند، قابل دسترس ترین حالت بصری است. سپس بر اساس مقایسه، روشنایی متغیر محاسبه می شود و با جمع آوری این داده ها، نموداری ساخته می شود که نوسانات روشنایی بر روی آن به وضوح قابل مشاهده است. علیرغم سادگی ظاهری، تعیین روشنایی با چشم را می توان کاملاً دقیق انجام داد و چنین تجربه ای بسیار سریع به دست می آید.

چندین روش برای تعیین بصری روشنایی یک ستاره متغیر وجود دارد. متداول ترین آنها روش Argelander و روش Neuland-Blazhko است. موارد دیگری نیز وجود دارد، اما یادگیری آنها نسبتاً آسان است و دقت کافی را ارائه می دهند. در مقاله ای جداگانه در مورد آنها بیشتر توضیح خواهیم داد.

مزایای روش بصری:

• بدون نیاز به تجهیزات ممکن است برای مشاهده ستارگان کم نور به دوربین دوچشمی یا تلسکوپ نیاز داشته باشید. ستاره هایی با حداقل روشنایی تا 5-6 ستاره. مقادیر را می توان با چشم غیر مسلح مشاهده کرد، همچنین تعداد زیادی از آنها وجود دارد.
• در فرآیند رصد، یک "ارتباط" واقعی با آسمان پرستاره وجود دارد. این احساس دلپذیری از وحدت با طبیعت می دهد. علاوه بر این، این یک کار کاملا علمی است که رضایت را به همراه دارد.

معایب شامل، با این حال، دقت غیر ایده آل است، که باعث خطا در مشاهدات فردی می شود.

روش دیگر برای تخمین روشنایی یک ستاره، استفاده از تجهیزات است. معمولاً تصویری از یک ستاره متغیر با محیط اطرافش گرفته می شود و سپس می توان روشنایی متغیر را به دقت از روی تصویر مشخص کرد.

آیا ارزش آن را دارد که یک ستاره شناس آماتور ستاره های متغیر را رصد کند؟ قطعا ارزشش را دارد! پس از همه، اینها نه تنها یکی از ساده ترین و در دسترس ترین اشیاء برای مطالعه هستند. این مشاهدات ارزش علمی نیز دارند. ستاره شناسان حرفه ای به سادگی قادر به پوشش چنین توده ای از ستارگان با مشاهدات منظم نیستند و برای یک آماتور حتی فرصتی برای کمک به علم وجود دارد و چنین مواردی اتفاق افتاده است.

ستارگان متغیر ستارگانی هستند که روشنایی آنها تغییر می کند. برای برخی از ستاره های متغیر، روشنایی به صورت دوره ای تغییر می کند، برای برخی دیگر، تغییر تصادفی در روشنایی مشاهده می شود. متغیرهای تناوبی شامل، به عنوان مثال، ستارگان متغیر گرفتار، که، همانطور که می دانید، سیستم های دوتایی هستند. با این حال، بر خلاف آنها، ده ها هزار تک ستاره شناخته شده است که درخشندگی آنها به دلیل فرآیندهای فیزیکی روی آنها تغییر می کند. چنین ستاره هایی را متغیرهای فیزیکی می نامند. کشف و مطالعه آنها نشان داد که تنوع ستارگان نه تنها در این واقعیت آشکار می شود که ستاره ها از نظر جرم، اندازه، دما، درخشندگی و طیف با یکدیگر متفاوت هستند، بلکه در این واقعیت که برخی از این ویژگی های فیزیکی بدون تغییر باقی نمی مانند. همان ستاره ها

قیفوس

قیفاووس یک نوع بسیار رایج و بسیار مهم از ستارگان متغیر فیزیکی هستند.

مطالعه طیف های قیفاووسی نشان می دهد که نزدیک به حداکثر روشنایی، فوتوسفرهای این ستارگان با بیشترین سرعت به ما نزدیک می شوند و نزدیک به حداقل، با بیشترین سرعت از ما دور می شوند. این از تجزیه و تحلیل تغییر خط در طیف قیفاووس بر اساس اثر داپلر به دست می آید.

با حرکت فتوسفر یک ستاره و از این رو با تغییر اندازه آن، برای اولین بار با هم ملاقات می کنیم. در واقع اندازه خورشید و سایر ستارگان مشابه آن عملا تغییر نمی کند. بنابراین، بر خلاف چنین ستارگان ساکن، قیفاووس ستارگان غیر ساکن هستند. قیفاووس ستارگان تپنده ای هستند که به صورت دوره ای منبسط و منقبض می شوند. با تپش قیفاووس، دمای فوتوسفر آن نیز تغییر می کند. این ستاره بالاترین درجه حرارت را در حداکثر روشنایی دارد.

بین دوره تپش قیفاووسی با دوره طولانی و درخشندگی این ستارگان رابطه ای وجود دارد به نام دوره-درخشندگی. رابطه، قدر مطلق آن را می توان تعیین کرد، و سپس به راحتی می توان از فرمول محاسبه فاصله تا قیفاووس با دانستن قدر ظاهری آن از روی مشاهدات استفاده کرد. از آنجایی که قیفاووس به ستارگان غول پیکر و ابرغول تعلق دارند (یعنی آنهایی که اندازه و درخشندگی زیادی دارند)، از فواصل بسیار دور قابل مشاهده هستند. با شناسایی قیفاووس در منظومه های ستاره ای دور، می توان فاصله تا این منظومه ها را تعیین کرد.

قیفاووس ها ستاره های کمیاب نیستند. این احتمال وجود دارد که بسیاری از ستارگان برای مدتی در طول زندگی خود قیفاووس باشند. بنابراین، مطالعه قیفاووس برای درک تکامل ستارگان مهم است.

سایر ستارگان متغیر فیزیکی

قیفاووس تنها یکی از انواع ستارگان متغیر فیزیکی هستند. اولین ستاره متغیر در سال 1596 در صورت فلکی کیتا (World Kita یا کیتای شگفت انگیز) کشف شد. قیفاووس نیست. نوسانات روشنایی آن در یک دوره حدود 350 روز رخ می دهد که روشنایی آن در حداکثر 3 متر و در حداقل به 9 متر می رسد. پس از آن، بسیاری از ستارگان طولانی مدت دیگر مانند میرا کیتا کشف شدند.

اینها عمدتاً ستارگان "سرد" هستند - غول هایی از کلاس طیفی M. تغییر در روشنایی چنین ستارگانی ظاهراً با تپش ها و فوران های دوره ای گازهای داغ از داخل ستاره به لایه های بالاتر جو مرتبط است.

همه ستارگان متغیر فیزیکی تغییرات دوره ای را نشان نمی دهند. ستاره های زیادی شناخته شده اند که متغیرهای نیمه منظم یا حتی نامنظم هستند. در چنین ستارگانی دشوار یا حتی غیرممکن است که متوجه نظم در تغییر روشنایی شوید.

روشنایی ظاهری آن تغییر می کند. این تغییرات ممکن است یک دوره چند ساله یا هزارم ثانیه داشته باشند و بزرگی تغییرات از یک هزارم روشنایی متوسط ​​تا افزایش 20 برابری متغیر است. بیش از 100000 ستاره متغیر فهرست‌بندی شده‌اند و حتی خورشید را می‌توان به آنها نسبت داد. چگالی شار انرژی ستاره ما در طول چرخه 11 ساله خورشیدی حدود 0.1 درصد یا یک هزارم تغییر می کند.

تاریخچه ستارگان متغیر

اولین ستاره متغیر شناسایی شده Omicron Ceti است که بعداً Mira نام گرفت. در سال 1596 به عنوان یک ستاره جدید طبقه بندی شد و در سال 1638، یوهان هولواردز تغییراتی را در روشنایی ستاره طی یک چرخه 11 ماهه مشاهده کرد. فاصله تا ستاره 200-400 سال نوری است. این یک سیستم دوتایی است که از یک ستاره متغیر غول قرمز تشکیل شده است. دوره نوسان روشنایی 332 روز است و روشنایی در محدوده مرئی در طول یک چرخه صدها بار تغییر می کند، در حالی که در قسمت مادون قرمز طیف روشنایی تنها دو بار در نوسان است. ستاره دوم نیز متغیر است، اما بدون دوره دقیق. نوسانات سرعت آن ناشی از هجوم ماده از ستاره اول است. این یک کشف مهم بود زیرا همراه با ابرنواخترها نشان داد که ستارگان موجودات دائمی نیستند، همانطور که از یونان باستان تصور می شد.

ویژگی های ستاره های متغیر

دلایل زیادی برای تغییر درخشندگی ظاهری ستاره ها وجود دارد. ما تأکید می کنیم که قابل مشاهده است، یعنی خود ستاره به هیچ وجه نباید تغییر کند، شرایط رصد معمولاً تغییر می کند - مثلاً در مورد الگول. با این حال، برخی از ستاره ها به دلیل تغییر در ویژگی های آنها چشمک می زند - متغیرهای تپنده شعاع یا جرم متغیری دارند. برخی از ستارگان متغیر منظومه‌های دوتایی هستند که در آن ستاره‌های دیگر آنقدر نزدیک هستند که مواد دائماً از یکی به دیگری جریان می‌یابند و برمی‌گردند. به طور کلی، طبقه بندی ستارگان متغیر بسیار غنی است، اما آنها در درجه اول به دلیل تنوع تقسیم می شوند - داخلی (در نجوم روسی مرسوم است که متغیرهای فوران را جداگانه در نظر بگیریم) یا خارجی.

علل داخلی

قیفاووس ستارگان بسیار درخشانی هستند، با درخشندگی 500-300000 خورشیدی، و با دوره بسیار کوتاهی از تپش - از 1 تا 100 روز. این ستاره ها در یک الگوی واضح منبسط و کوچک می شوند. این ستارگان به ویژه برای اخترشناسان ارزشمند هستند، زیرا اندازه گیری تغییرات در روشنایی آنها تعیین فواصل آنها را با دقت بسیار امکان پذیر می کند و قیفاووس را به ستون های جاده ای جهان تبدیل می کند. انواع دیگر ستارگان متغیر با علل داخلی نوسانات روشنایی: RR Lyrae، ستارگان کوتاه دوره، ستارگان مسن‌تر کوچکتر از قیفاووس. RV Taurus، ابرغول با نوسانات عظیم در روشنایی. نوع میرا (به نام اولین ستاره متغیر)، ابرغول قرمز سرد؛ غول‌های نامنظم قرمز یا ابرغول‌ها با دوره‌های طولانی بین 30 تا 1000 روز، Betelgeuse متعلق به این نوع است و عمدتاً ابرغول‌های قرمز هستند.

متغیرهای فوران نیز با فرآیندهای داخلی مرتبط هستند، آنها به شدت درخشندگی خود را به دلیل انفجارهای گرما هسته ای در داخل یا روی سطح ستاره افزایش می دهند. اینها شامل ستارگان دوتایی نزدیک هستند که جرم را مبادله می کنند. ابرنواخترها، نواخترها، نواخترهای مکرر، نواخترهای کوتوله و سایرین - گروهی از ستارگان که تغییرات ناگهانی شدید در روشنایی را تجربه می کنند، معمولاً به دلیل انفجار. معروف ترین آنها ابرنواخترها هستند که می توانند کل کهکشان را تحت الشعاع قرار دهند و روشنایی آن را صد میلیون برابر افزایش دهند. نواها و نواهای مکرر ستارگان دوتایی نزدیکی هستند که در سطوح آنها انفجار رخ می دهد، اما برخلاف ابرنواخترها، ستارگان فرو نمی ریزند. نواهای کوتوله سیستم های دوتایی از کوتوله های سفید هستند که جرم را مبادله می کنند و باعث انفجارهای دوره ای روی آنها می شوند. آنها شبیه به متغیرهای همزیستی هستند که شامل یک غول قرمز و یک ستاره آبی داغ است که در پوسته مشترکی از غبار و گاز محصور شده است.

علل خارجی

متغیرهای گرفتار ستارگانی هستند که از مقابل یکدیگر عبور می کنند و بخشی از جهان را مسدود می کنند. همچنین می تواند توسط سیارات ستاره ایجاد شود. ستارگان در حال چرخش به دلیل وجود نقاط تاریک یا برعکس روشن در سطح خود و چرخش ستاره دارای روشنایی متغیر هستند. تغییرات مشابهی در مورد ستاره ای مشاهده می شود که شکل آن به طور قابل توجهی با یک کره متفاوت است (معمولاً در یک سیستم دوتایی). در این حالت، چرخش بیضی منجر به تغییراتی در ناحیه سطح تابش می شود. تپ اخترها نیز به این نوع تعلق دارند.

تحقیقات آینده

مطالعات ستارگان متغیر داده هایی را در مورد جرم، شعاع، دما و سایر ویژگی های ستارگان در اختیار منجمان قرار می دهد. اطلاعات در مورد ساختار و تکامل ستاره به طور غیر مستقیم به دست آمده است. با این حال، مطالعه ستارگان متغیر طولانی مدت زمان زیادی نیاز دارد - معمولاً چندین دهه. ستاره شناسان آماتور نقش مهمی در رصد مداوم ستارگان متغیر دارند. برخی از متغیرها به ویژه برای علم اهمیت دارند، مانند قیفاووس که اطلاعاتی در مورد سن جهان ارائه می دهند. مطالعه متغیرهای نوع Mira اطلاعاتی در مورد خورشید و ستارگان مشابه ارائه می دهد، ابرنواخترهای نوع Ia برای اندازه گیری نرخ انبساط کیهان، متغیرهای فوران - در مطالعه هسته های فعال کهکشانی و ابرپرجرم استفاده می شود.

ستارگانی که درخشندگی آنها در بازه های زمانی نسبتاً کوتاه تغییر می کند، نامیده می شوند ستاره های متغیر فیزیکی. تغییرات در درخشندگی این نوع ستارگان ناشی از فرآیندهای فیزیکی است که در فضای داخلی آنها رخ می دهد. با توجه به ماهیت تغییرپذیری، متغیرهای ضربان دار و متغیرهای فورانی متمایز می شوند. ستارگان جدید و ابرنواختر که مورد خاصی از متغیرهای فوران هستند نیز به گونه‌ای جداگانه متمایز می‌شوند. همه ستارگان متغیر دارای عناوین خاصی هستند، به جز آنهایی که قبلاً با حروف الفبای یونانی تعیین شده بودند. 334 ستاره متغیر اول هر صورت فلکی با دنباله ای از حروف الفبای لاتین (به عنوان مثال R, S, T, RR, RS, ZZ, AA, QZ) با اضافه کردن نام صورت فلکی مربوطه مشخص می شوند. به عنوان مثال، RR Lyr). متغیرهای زیر V 335، V 336 و غیره تعیین می شوند. (به عنوان مثال، V 335 Cyg).

ستارگان متغیر فیزیکی

ستارگانی که با شکل خاصی از منحنی نور مشخص می شوند، که یک تغییر دوره ای صاف در قدر ظاهری و تغییر در درخشندگی ستاره را چندین برابر (معمولاً از 2 تا 6) نشان می دهد، ستارگان متغیر فیزیکی یا فیزیکی نامیده می شوند. قیفاووس. این دسته از ستارگان به نام یکی از نمایندگان معمولی آن - ستاره δ (دلتا) Cepheus نامگذاری شد. قیفاووس را می توان به غول ها و ابرغول های کلاس های طیفی F و G نسبت داد. با توجه به این شرایط، می توان آنها را از فواصل دور، از جمله بسیار فراتر از منظومه ستاره ای ما - کهکشان - مشاهده کرد. یکی از مهمترین ویژگی های قیفاووسی دوره است. برای هر ستاره منفرد، با درجه بالایی از دقت ثابت است، اما دوره ها برای قیفاووس های مختلف متفاوت است (از یک روز تا چند ده روز). در قیفاووس، طیف به طور همزمان با قدر ظاهری تغییر می کند. این بدان معنی است که همراه با تغییر درخشندگی قیفاووسها، دمای جو آنها نیز به طور متوسط ​​1500 درجه تغییر می کند. تغییر خطوط طیفی در طیف قیفاووسی تغییر دوره ای را در سرعت شعاعی آنها نشان داد. علاوه بر این، شعاع ستاره نیز به صورت دوره ای تغییر می کند. ستارگانی مانند δ Cephei اجرام جوانی هستند که عمدتاً در نزدیکی صفحه اصلی منظومه ستاره ای ما - کهکشان - قرار دارند. قیفاووس نیز در آن یافت می‌شوند، اما قدیمی‌تر و تا حدودی کمتر نورانی هستند. این ستارگان که به مرحله قیفاووس رسیده اند، جرم کمتری دارند و در نتیجه کندتر تکامل می یابند. به آنها ستاره های باکره دبلیو می گویند. چنین ویژگی های مشاهده شده قیفاووس نشان می دهد که جو این ستارگان تپش های منظمی را تجربه می کنند. بنابراین، آنها شرایطی برای حفظ یک فرآیند نوسانی خاص در یک سطح ثابت برای مدت طولانی دارند.

برنج. قیفاووس

مدت ها قبل از اینکه بتوان ماهیت ضربان ها را کشف کرد قیفاووس، وجود رابطه ای بین دوره و درخشندگی آنها برقرار شد. هنگام مشاهده قیفاووس در ابر ماژلانی کوچک - یکی از نزدیک ترین منظومه های ستاره ای به ما - متوجه شدیم که هر چه قدر ظاهری قیفاووس کمتر باشد (یعنی درخشان تر به نظر می رسد)، دوره تغییر درخشندگی آن طولانی تر است. معلوم شد که این رابطه خطی است. از این واقعیت که همه آنها متعلق به یک سیستم بودند، نتیجه این شد که فاصله آنها با آنها عملا یکسان بود. در نتیجه، وابستگی کشف‌شده به طور همزمان وابستگی بین دوره P و قدر مطلق M (یا درخشندگی L) برای قیفاووس بود. وجود رابطه بین دوره و قدر مطلق قیفاووسی نقش مهمی در نجوم ایفا می کند: به لطف آن، فواصل تا اجرام بسیار دور زمانی تعیین می شود که روش های دیگر قابل استفاده نباشد.

علاوه بر قیفاووس، انواع دیگری نیز وجود دارد ستاره های متغیر تپنده. شناخته شده ترین آنها ستارگان RR Lyrae هستند که قبلاً به دلیل شباهت آنها به قیفاووس های معمولی، قیفاووس دوره کوتاه نامیده می شدند. ستارگان RR Lyrae غول هایی با کلاس طیفی A هستند که درخشندگی آنها بیش از 100 برابر خورشید است. دوره های ستارگان RR Lyrae از 0.2 تا 1.2 روز متغیر است و دامنه تغییرات روشنایی به یک قدر می رسد. نوع جالب دیگری از متغیرهای تپنده، گروه کوچکی از ستارگان نوع β Cephei (یا β Canis Major) است که عمدتاً به غول‌های زیررده‌های طیفی اولیه B تعلق دارند. این ستارگان با توجه به ماهیت تغییرپذیری و شکل منحنی نور، شبیه ستارگان RR Lyrae هستند که با تغییرات قدر استثنایی کمی تفاوت دارند. دوره ها در محدوده 3 تا 6 ساعت هستند و مانند قیفاووسی، دوره وابستگی به درخشندگی وجود دارد.

علاوه بر ستاره های تپنده با تغییر منظم درخشندگی، انواع مختلفی از ستارگان نیز وجود دارند که منحنی های نور آنها تغییر می کند. از جمله آنها هستند ستاره ثور از نوع RVکه تغییرات درخشندگی آن با تناوب حداقل های عمیق و کم عمق مشخص می شود که با دوره زمانی 30 تا 150 روز و با دامنه قدر 0.8 تا 3.5 رخ می دهد. ستارگان RV Tauri متعلق به انواع طیفی F، G یا K هستند. ستارگان نوع m Cepheiمتعلق به کلاس طیفی M هستند و نامیده می شوند متغیرهای نیمه منظم قرمز. آنها گاهی اوقات با بی نظمی های بسیار قوی در تغییر درخشندگی متمایز می شوند که در یک دوره چند ده تا چند صد روزه رخ می دهد. در کنار متغیرهای نیمه منظم در نمودار طیف - درخشندگی، ستارگان کلاس M قرار دارند که در آنها امکان تشخیص تکرارپذیری تغییرات درخشندگی (متغیرهای نامنظم) وجود ندارد. در زیر آنها ستارگانی با خطوط گسیلی در طیف قرار دارند که به آرامی درخشندگی خود را در بازه های زمانی بسیار طولانی (از 70 تا 1300 روز) و در محدوده های بسیار بزرگ تغییر می دهند. نماینده قابل توجه این نوع ستارگان o (omicron) Kita یا به نام میرا است. این دسته از ستارگان نامیده می شود متغیرهای دوره طولانی مانند Mira Kita. طول دوره ستارگان متغیر با دوره طولانی حول مقدار متوسط ​​از 10 درصد در هر دو جهت در نوسان است.

در میان ستارگان کوتوله با درخشندگی کمتر، متغیرهایی از انواع مختلف نیز وجود دارد که تعداد کل آنها حدود 10 برابر کمتر از تعداد غول های تپنده است. این ستارگان تغییرپذیری خود را به شکل فوران‌های دوره‌ای تکرار می‌کنند که ماهیت آن‌ها با انواع مختلف جهش‌های ماده یا فوران‌ها توضیح داده می‌شود. بنابراین، کل این گروه از ستارگان، همراه با ستاره های جدید، نامیده می شود متغیرهای فوران کننده. شایان ذکر است که در میان آنها ستارگانی با طبیعت بسیار متفاوت وجود دارد، چه در مراحل اولیه تکامل و چه در تکمیل مسیر زندگی خود. ظاهراً جوانترین ستارگانی که هنوز فرآیند انقباض گرانشی را کامل نکرده اند، باید در نظر گرفت. متغیرهای نوع τ (tau) Taurus. اینها کوتوله هایی از طبقات طیفی هستند، اغلب F - G، که در تعداد زیادی یافت می شوند، به عنوان مثال، در سحابی شکارچی. ستارگان از نوع RW Aurigae که متعلق به طبقات طیفی از B تا M هستند بسیار شبیه به آنها هستند.برای همه این ستارگان تغییر درخشندگی به قدری نادرست رخ می دهد که نمی توان نظمی را ایجاد کرد.

ستارگان متغیر فوران از نوع خاصی که در آنها طغیان (افزایش شدید درخشندگی ناگهانی) حداقل یک بار قدر 7-8 مشاهده شده است، نامیده می شوند. جدید. معمولاً، در طول فوران یک ستاره جدید، قدر ظاهری ستاره 10-13 متر کاهش می یابد، که مربوط به افزایش درخشندگی ده ها و صدها هزار برابر است. پس از طغیان، ستاره های جدید کوتوله های بسیار داغ هستند. در مرحله حداکثری فوران، آنها شبیه ابرغول های کلاس A - F هستند. اگر فوران همان ستاره جدید حداقل دو بار مشاهده شود، آنگاه چنین ستاره جدیدی تکرار شده نامیده می شود. افزایش درخشندگی در نوواهای مکرر تا حدودی کمتر از نوواهای معمولی است. در مجموع، در حال حاضر حدود 300 ستاره جدید شناخته شده است که حدود 150 ستاره در کهکشان ما و بیش از 100 ستاره در سحابی آندرومدا ظاهر شده اند. در هفت نووای مکرر شناخته شده، در مجموع حدود 20 شیوع مشاهده شد. بسیاری از (شاید حتی همه) نواها و نوواهای تکراری دودویی نزدیک هستند. پس از طغیان، نوواها اغلب تنوع ضعیفی از خود نشان می دهند. تغییر در درخشندگی ستاره جدید نشان می دهد که در طول فوران انفجار ناگهانی ناشی از بی ثباتی در ستاره رخ می دهد. بر اساس فرضیه‌های مختلف، این ناپایداری می‌تواند در برخی از ستارگان داغ در نتیجه فرآیندهای درونی که آزاد شدن انرژی در ستاره را تعیین می‌کند یا به دلیل تأثیر برخی عوامل خارجی به وجود آید.

ابرنواخترها

ابرنواخترها ستارگانی هستند که مانند ستاره های جدید شعله ور می شوند و به قدر مطلق از 18- تا 19- متر و حتی در حداکثر 21- متر می رسند. درخشندگی ابرنواخترها بیش از ده ها میلیون برابر افزایش یافته است. کل انرژی ساطع شده توسط یک ابرنواختر در طول فلش هزاران بار بیشتر از نواخترها است. حدود 60 انفجار ابرنواختر در کهکشان های دیگر به صورت عکاسی ثبت شده است، و اغلب معلوم می شود که درخشندگی آنها با درخشندگی یکپارچه کل کهکشانی که انفجار در آن رخ داده است قابل مقایسه است. با توجه به توصیف مشاهدات قبلی انجام شده با چشم غیرمسلح، موارد متعددی از انفجار ابرنواختر در کهکشان ما مشخص شده است. جالب ترین آنها ابرنواختر 1054 است که در صورت فلکی ثور فوران کرد و توسط ستاره شناسان چینی و ژاپنی به عنوان "ستاره مهمان" مشاهده شد که به طور ناگهانی ظاهر شد که درخشان تر از زهره به نظر می رسید و حتی در طول روز نیز قابل مشاهده بود. اگرچه این پدیده شبیه فوران یک نوا معمولی است، اما در مقیاس، منحنی و طیف نوری صاف و آهسته در حال تغییر با آن تفاوت دارد. دو نوع ابرنواختر با ویژگی طیف نزدیک به دوران حداکثر متمایز می شوند. جالب توجه آنهایی هستند که به سرعت در حال گسترش هستند، که در چندین مورد در محل ابرنواخترهای نوع I یافت شدند. قابل توجه ترین آنها سحابی معروف خرچنگ در صورت فلکی ثور است. شکل خطوط انتشار این سحابی نشان دهنده انبساط آن با سرعت حدود 1000 کیلومتر بر ثانیه است. ابعاد فعلی سحابی به گونه ای است که گسترش با این سرعت نمی تواند بیش از 900 سال پیش آغاز شود، یعنی. درست در زمان انفجار ابرنواختر 1054.

تپ اختر

در آگوست 1967، در شهر کمبریج انگلیس، انتشار رادیویی کیهانی ثبت شد که از منابع نقطه‌ای به شکل پالس‌های واضحی که یکی پس از دیگری دنبال می‌شدند، ثبت شد. مدت زمان یک پالس فردی برای چنین منابعی می تواند از چند میلی ثانیه تا چند دهم ثانیه متغیر باشد. تیز بودن نبض ها و درستی تکرار آنها این امکان را فراهم می کند که با دقت زیادی دوره های ضربان این اجسام را که به نام تپ اخترها. دوره زمانی یکی از تپ اخترها تقریباً 1.34 ثانیه است، در حالی که سایرین دارای دوره هایی از 0.03 تا 4 ثانیه هستند. در حال حاضر حدود 200 تپ اختر شناخته شده است. همه آنها در گستره وسیعی از طول موجها تابش رادیویی بسیار قطبی شده تولید می کنند که شدت آن با افزایش طول موج به شدت افزایش می یابد. این بدان معنی است که تابش ماهیت غیر حرارتی دارد. می توان فاصله بسیاری از تپ اخترها را تعیین کرد، که معلوم شد در محدوده صدها تا هزاران پارسک است، که نشان دهنده نزدیکی نسبی اجرامی است که آشکارا متعلق به کهکشان ما است.

معروف ترین تپاخترکه معمولاً با شماره NP 0531 مشخص می شود، دقیقاً با یکی از ستاره های مرکز سحابی خرچنگ منطبق است. مشاهدات نشان داده است که تابش نوری این ستاره نیز با همان دوره تغییر می کند. در یک ضربه، ستاره به 13 متر می رسد و بین تکانه ها قابل مشاهده نیست. همین تپش ها از این منبع توسط تابش اشعه ایکس نیز تجربه می شود که قدرت آن 100 برابر بیشتر از قدرت تابش نوری است. همزمانی یکی از تپ اخترها با مرکز چنین شکل گیری غیرمعمولی مانند سحابی خرچنگ نشان می دهد که آنها فقط اجرامی هستند که ابرنواخترها پس از شعله ور شدن به آنها تبدیل می شوند. اگر فوران ابرنواخترها واقعاً به شکل گیری چنین اجرامی ختم شود، پس کاملاً محتمل است که تپ اخترها ستاره های نوترونی باشند. هنگامی که به چنین ابعادی فشرده می شود، چگالی ماده بیشتر از هسته می شود و چرخش ستاره تا چندین ده دور در ثانیه شتاب می گیرد. ظاهراً فاصله زمانی بین پالس های متوالی برابر با دوره چرخش ستاره نوترونی است. سپس این تپش با وجود بی نظمی ها، نقاط داغ عجیب و غریب، در سطح این ستاره ها توضیح داده می شود. در اینجا مناسب است که از یک "سطح" صحبت کنیم، زیرا در چنین تراکم های بالایی این ماده از نظر خواص به جسم جامد نزدیکتر است. ستاره های نوترونی می توانند به عنوان منابع ذرات پرانرژی عمل کنند که دائماً وارد سحابی های مرتبط با خود مانند سحابی خرچنگ می شوند.

عکس: انتشار رادیویی از سحابی خرچنگ