premenné hviezdy
Premenné hviezdy sú hviezdy, ktorých jasnosť sa mení. Hviezdy sú premenlivé a fyzikálne premenlivé. V prvom prípade hviezda sama nemení svoju jasnosť, akurát jedna hviezda pri pohybe prekrýva druhú a pozorovateľ vidí zmenu jasnosti hviezdy. Medzi tieto hviezdy patrí Algol (súhvezdie Perzeus).
Fyzikálne premenné sa nazývajú hviezdy, ktoré menia svoju svietivosť počas relatívne krátkych časových období v dôsledku fyzikálnych procesov prebiehajúcich v samotnej hviezde. V závislosti od charakteru premenlivosti existujú pulzujúce premenné a erupčné premenné, nové a supernovy, ktoré sú špeciálnym prípadom erupčných premenných, ako aj pulzary a blízke dvojhviezdy (s tokom hmoty z jednej zložky do druhej). V súčasnosti sú známe desiatky tisíc fyzikálne premenných hviezd.
Všetky premenné hviezdy, vrátane zákrytových premenných, majú špeciálne označenia, pokiaľ predtým neboli označené písmenom gréckej abecedy. Prvých 334 premenných hviezd každého súhvezdia je označených postupnosťou písmen latinskej abecedy R, S, T, ..., Z, RR, RS, ... ..., RZ, SS, ST, .. ., SZ, ..., ZZ, AA, .... AZ, ..., QQ, ..., QZ s doplnením názvu zodpovedajúceho súhvezdia (napr. RR Lyr). Nasledujúce premenné sú označené V 335, V 336 atď. (napr. V 335 Cyg)
Uvažujme teraz o všetkých známych triedach fyzikálne premenných hviezd.
Cefeidy. Cefeidy sú fyzikálne premenné hviezdy charakterizované špeciálnym tvarom svetelnej krivky. Zdanlivá hviezdna magnitúda sa plynule a periodicky mení s časom a zodpovedá niekoľkonásobnej zmene jasu hviezdy (zvyčajne od 2 do 6). Polárka patrí medzi Cefeidy. Dávno sa zistilo, že mení svoju brilantnosť v nepatrných medziach.
Táto trieda hviezd je pomenovaná podľa jedného z jej typických predstaviteľov – hviezdy d Cephei.
Cefeidy patria k obrom a supergiantom tried F a G. Táto okolnosť umožňuje ich pozorovanie z veľkých vzdialeností, vrátane ďaleko za hranicami nášho hviezdneho systému – Galaxie.
Obdobie je jednou z najdôležitejších charakteristík cefeíd. Pre každú danú hviezdu je konštantná s vysokým stupňom presnosti, no pre rôzne cefeidy sú periódy veľmi rozdielne (od jedného dňa až po niekoľko desiatok dní).
Súčasne so zdanlivou magnitúdou sa mení spektrum cefeíd v priemere v rámci jednej spektrálnej triedy, čo znamená, že zmena svietivosti cefeíd je sprevádzaná zmenou teploty ich atmosféry v priemere o 1500 °.
V spektrách cefeíd bola zistená periodická zmena radiálnych rýchlostí od posunu spektrálnych čiar. Najväčší posun čiar na červenú stranu nastáva pri minime a na modrej - pri maxime jasu. Polomer hviezdy sa teda tiež periodicky mení.
Hviezdy typu d Cephei sú mladé objekty nachádzajúce sa najmä v blízkosti hlavnej roviny nášho hviezdneho systému – Galaxie. Cefeidy nachádzajúce sa v guľových hviezdokopách sú staršie a o niečo menej svietivé. Ide o menej hmotné, a teda pomalšie sa vyvíjajúce hviezdy, ktoré dosiahli štádium cefeíd. Nazývajú sa hviezdy Virgo W.
Opísané pozorované znaky cefeíd naznačujú, že v atmosfére týchto hviezd dochádza k pravidelným pulzáciám. V dôsledku toho majú podmienky na udržanie špeciálneho oscilačného procesu na konštantnej úrovni po dlhú dobu.
Obdobie mechanických oscilácií hviezdy ako Slnko je asi tri hodiny. Slnko má skutočne veľmi slabé pulzácie s periódami kratšími ako 2-3 hodiny. Aby však takéto pulzácie dosiahli také výrazné amplitúdy, aké sa pozorujú u cefeidov, musí existovať určitý mechanizmus, ktorý týmto osciláciám dodáva energiu.
V súčasnosti sa verí, že táto energia vzniká zo žiarenia hviezdy a hromadenie oscilácií nastáva v dôsledku určitého typu ventilového mechanizmu, keď nepriehľadnosť vonkajších vrstiev hviezdy oneskoruje časť žiarenia z vnútorných vrstiev. .
Výpočty ukazujú, že v skutočnosti úlohu takéhoto ventilu zohráva tá vrstva hviezdy, v ktorej je hélium čiastočne ionizované (zatiaľ čo vodík a iné prvky sú takmer úplne ionizované). Neutrálne hélium je nepriehľadné pre ultrafialové žiarenie hviezdy, ktoré pretrváva a ohrieva plyn. Toto zahrievanie a expanzia, ktorú spôsobuje, prispieva k ionizácii hélia. vrstva sa stáva transparentnou, výstupný tok žiarenia sa zvyšuje. To však vedie k ochladzovaniu a stláčaniu, vďaka čomu sa hélium opäť stáva neutrálnym a celý proces sa znova opakuje.
Na realizáciu tohto mechanizmu je potrebné, aby sa v určitej hĺbke pod povrchom hviezdy, kde je už hustota dosť vysoká, dosiahla teplota práve potrebná na ionizáciu hélia. To je možné len pre hviezdy s určitými hodnotami efektívnych teplôt, t.j. svietivosti. V dôsledku toho sú pulzácie možné len pre určité hviezdy.
Ak predpokladáme, že pre cefeidy existuje nejaký vzťah medzi hmotnosťou a svietivosťou, potom by sme na základe vzťahu mali očakávať existenciu a vzťah medzi periódou a svietivosťou.
Prítomnosť takejto závislosti bola preukázaná dlho predtým, ako mohla byť objasnená povaha pulzácií cefeíd. Pri štúdiu cefeíd v jednej z najbližších hviezdnych sústav (v Malom Magellanovom mračne) sa zistilo, že čím menšia je zdanlivá magnitúda cefeíd (t. j. čím jasnejšia sa zdá), tým dlhšia je perióda zmeny jej jasnosti. . Tento vzťah sa ukázal byť lineárny. Zo skutočnosti, že všetky skúmané hviezdy patrili do rovnakého systému, vyplývalo, že vzdialenosti k nim boli takmer rovnaké. Preto sa objavená závislosť súčasne ukázala ako závislosť medzi periódou P a absolútnou veľkosťou M (alebo svietivosťou L) pre cefeidy.
Hlavným problémom pri určovaní nulového bodu tejto závislosti je, že vzdialenosti k žiadnej zo známych cefeíd nemožno určiť trigonometricky a je potrebné použiť oveľa menej spoľahlivé nepriame metódy.
Existencia vzťahu medzi obdobím a absolútnou veľkosťou cefeíd hrá v astronómii mimoriadne dôležitú úlohu: určuje vzdialenosti k veľmi vzdialeným objektom, keď nemožno použiť iné metódy.
Okrem cefeíd existuje niekoľko ďalších typov pulzujúcich premenných hviezd. Najznámejší z nich Hviezdy RR Lyra, predtým nazývané krátkoperiodické cefeidy pre podobnosť ich vlastností s obyčajnými cefeidami. Hviezdy RR Lyrae sú obri spektrálnej triedy A. Na Hertzsprung-Russellovom diagrame zaberajú veľmi úzku časť, ktorá zodpovedá takmer rovnakej svietivosti pre všetky hviezdy tohto typu, viac ako stonásobku svietivosti Slnka. Periódy hviezd RR Lyrae sa pohybujú od 0,2 do 1,2 dňa. Amplitúda zmeny jasu dosahuje jednu hviezdnu magnitúdu.
Zaujímavým typom fluktuujúcich premenných je malá skupina Cephei hviezdy typu B(alebo typ b Canis Major), patriaci hlavne k obrom raných spektrálnych podtried B (priemerne trieda B2-3). Na Hertzsprung-Russellovom diagrame sú umiestnené napravo od hornej časti hlavnej postupnosti. Charakterom premenlivosti a tvarom svetelnej krivky sa tieto hviezdy podobajú hviezdam RR Lyrae, líšia sa od nich výnimočne malou amplitúdou zmeny magnitúdy, nie viac ako 0,2 m. Periódy sa pohybujú v rozmedzí od 3 do 6 hodín a podobne ako u cefeid je tu závislosť periódy od svietivosti. Krivky radiálnej rýchlosti sa často menia vo fáze, tvare a amplitúde.
Okrem pulzujúcich hviezd s pravidelnou zmenou svietivosti existuje množstvo typov hviezd, ktorých svetelné krivky sa menia. Medzi nimi vyniká Hviezdy typu RV Býk, pri ktorej sú zmeny svietivosti charakterizované striedaním hlbokých a plytkých miním, vyskytujúce sa s periódou 30 až 150 dní a s amplitúdou 0,8 až 3,5 magnitúdy. Hviezdy typu RV Taurus patria do spektrálnych tried F, G alebo K. Mnohé z nich majú jasné emisné čiary v spektre blízko epochy maxima a titánové absorpčné pásy blízko minima. To naznačuje, že spektrum hviezd RV Tauri kombinuje znaky skorých spektrálnych typov horúcich hviezd a neskorých studených hviezd. Hviezdy RV Tauri sú medzičlánkom medzi cefeidami a inými typmi pulzujúcich premenných.
Hviezdy typu m Cephei patria do spektrálnej triedy M a nazývajú sa červené semiregulárne premenné. Niekedy sa vyznačujú veľmi silnými nepravidelnosťami v zmene svietivosti, ktoré sa vyskytujú v priebehu niekoľkých desiatok až niekoľkých stoviek dní.
Vedľa polopravidelných premenných v diagrame spektra-svietivosti sú hviezdy triedy M, pri ktorej nie je možné zistiť opakovateľnosť zmien svietivosti (nesprávne premenné). Pod nimi sú hviezdy s emisnými čiarami v spektre, ktoré plynule menia svoju svietivosť vo veľmi dlhých časových intervaloch (od 70 do 1300 dní) a vo veľmi veľkých medziach (až 10 m). Pozoruhodným predstaviteľom tohto typu hviezd je „omikrón“ (o) Kita, alebo, ako sa inak nazýva, Mira (Úžasná). Objavil ho nemecký astronóm D. Fabricius. V roku 1596 bol viditeľný na oblohe, potom zmizol a objavil sa až v roku 1609.
Podľa hviezdy sveta sa celá táto trieda hviezd nazýva dlhoperiodické premenné typu Mira Ceti alebo Miridy. Mirida- pulzujúce hviezdy, ktorých jas sa mení v dôsledku kolísania veľkosti. Spektrá týchto hviezd vždy obsahujú emisné čiary vodíka (v maxime) alebo kovov (pred minimom). Dĺžka periódy dlhoperiodických premenných hviezd kolíše okolo priemernej hodnoty v rozmedzí od 10 % v oboch smeroch.
Uvažované skupiny pulzujúcich premenných tvoria jedinú sekvenciu hviezd s narastajúcim trvaním periódy (alebo cyklu) pulzácie. Táto postupnosť sa javí obzvlášť zreteľne, ak vezmeme do úvahy počet hviezd rôznych typov s danou hodnotou periódy obsiahnutej v určitom objeme priestoru. Väčšina pulzujúcich premenných má periódy blízke 0d.2 (typ RR Lyra), 0d.5 a 5d (cefeidy), 15d (cefeidy typu Virgo W), l00d (polopravidelné) a 300d (dlhoperiodické premenné) . Všetky tieto hviezdy
patria k obrom, t.j. podľa moderných predstáv o vývoji hviezd až po objekty, ktoré prešli štádiom bytia na hlavnej postupnosti.
Ďalšia cesta evolúcie zodpovedá pohybu na Hertzsprung-Russellovom diagrame vpravo. V tomto prípade musia všetky hviezdy hornej časti hlavnej postupnosti prekročiť pás nestability spomínaný vyššie a masívne hviezdy ho prekročia dvakrát a zotrvajú na ňom dlhšie.
Okrem nestability charakteristickej pre cefeidy môžu byť v Hertzsprung-Russellovom diagrame ďalšie oblasti nestability, ktoré zodpovedajú iným pulzujúcim premenným. Pulzácie sú teda s najväčšou pravdepodobnosťou prirodzeným javom, ktorý odlišuje niektoré štádiá hviezdneho vývoja.
Medzi hviezdami nižšej svietivosti (trpaslíkmi) sú aj premenné rôznych typov, ktorých celkový známy počet je približne 10-krát menší ako počet pulzujúcich obrov. Všetky prejavujú svoju premenlivosť v podobe opakovaných zábleskov, čo možno vysvetliť rôznymi druhmi emisií hmoty – erupciami. Preto sa celá táto skupina hviezd spolu s novými hviezdami nazýva erupčné premenné.
Malo by sa však pamätať na to, že sa tu objavili hviezdy najrozmanitejšieho charakteru, a to v počiatočných štádiách ich vývoja a dokončovania svojej životnej cesty.
Mali by sa zvážiť najmladšie hviezdy, ktoré ešte nedokončili proces gravitačnej kontrakcie premenné typu T Býk(T Tau). Ide o trpaslíkov spektrálnych tried, najčastejšie F-G, s emisnými čiarami v spektre pripomínajúcimi jasné čiary slnečnej chromosféry. Vo veľkom počte sa nachádzajú napríklad v hmlovine Orión.
Veľmi podobné im hviezdy ako RW Aurigae(RW Aur), patriace do spektrálnych tried od B po M. Pre všetky tieto hviezdy je zmena svietivosti taká nepravidelná, že nie je možné stanoviť žiadnu pravidelnosť. Chaotické zmeny jasu môžu nastať s amplitúdami dosahujúcimi 3 m a niekedy až 1 m počas hodiny.
Hviezdy T Tauri sa najčastejšie nachádzajú v skupinách, najmä vo veľkých plynových a prachových hmlovinách. Priamo okolo týchto samotných hviezd sú pozorované aj malé jasné hmloviny, čo naznačuje existenciu rozsiahlych plynných obalov v nich. Pohyb hmoty v týchto obaloch, spojený s procesom gravitačnej kontrakcie hviezdy, je zrejme príčinou jej chaotickej premenlivosti. Z toho vyplýva, že hviezdy T Tauri sú najmladšie útvary, ktoré už možno považovať za hviezdy. Známe sú ešte mladšie objekty – zdroje infračerveného žiarenia. Ale toto ešte nie sú hviezdy, ale plynno-prachové oblaky sťahujúce sa do predhviezdnych telies (protohviezd).
UV Ceti flare hviezdy sa vždy vyskytujú v tých oblastiach, kde sú premenné typu T Býk. Ide o trpaslíkov spektrálnych tried K a M. V spektre majú aj emisné čiary vápnika a vodíka. Vyznačujú sa mimoriadne rýchlym nárastom svietivosti počas epizodických erupcií: za menej ako minútu sa tok žiarenia môže desaťnásobne zvýšiť. Potom sa za pol hodinu alebo hodinu vráti na pôvodnú úroveň. Počas erupcie sa zvyšuje aj jas emisných čiar. Povaha javu silne pripomína chromosférickú erupciu na Slnku, ktorá sa však líši v oveľa väčšej mierke. Hviezdy UV Ceti sú s najväčšou pravdepodobnosťou v záverečnej fáze gravitačnej kontrakcie.
Be-type hviezdy. Masívne, rýchlo sa vyvíjajúce hviezdy je oveľa ťažšie zachytiť v počiatočných štádiách evolúcie. Napriek tomu sa medzi horúcimi hviezdami triedy B, prevažne s rýchlou rotáciou, často vyskytujú hviezdy s emisnými čiarami patriacimi vodíku, niekedy héliu a iným prvkom. Spravidla sa takéto hviezdy vyznačujú premenlivými spektrami a menia svoju jasnosť o 0,1 m-0,2 m, pričom tieto zmeny sú nepravidelného charakteru a sú zrejme spojené s odtokom hmoty spôsobeným rýchlou rotáciou. Hmotnosť hviezd Be je rádovo 10 M¤. Zrejme ide o nedávno vytvorené mladé objekty.
Hviezdy typu Wolf-Rayet(označené WR) tvoria malú skupinu hviezd patriacich k najjasnejším objektom v našej Galaxii. Ich absolútna magnitúda je v priemere -4m a ich celkový známy počet nepresahuje 200. Spektrá hviezd typu WR pozostávajú zo širokých jasných čiar patriacich atómom a iónom s vysokými ionizačnými potenciálmi (H, 1 He, 2 He, 3 C, 3 N, 3 O atď.) navrstvené na silnom súvislom pozadí. Tvar spektrálnych čiar naznačuje expanziu škrupín obklopujúcich tieto hviezdy, ku ktorej dochádza pri zrýchlení. Energia vyžarovaná v čiarach je porovnateľná s energiou v spojitom spektre. Jeho zdrojom je silné ultrafialové žiarenie veľmi horúcej hviezdy, ktorého efektívna teplota dosahuje 100 000 K! Svetelný tlak takéhoto horúceho žiarenia je zrejme príčinou pozorovaného zrýchleného pohybu atómov v atmosférach hviezd typu WR. Ako hviezdy Be sú to mladé objekty, často binárne systémy.
Spolu s procesmi kompresie alebo expanzie sa jas hviezdy môže meniť v dôsledku toho, že sa na povrchu tvoria tmavé a svetlé škvrny. Hviezda sa otáča okolo svojej osi a otáča sa k pozorovateľovi so svetlou alebo temnou stranou. Na niektorých hviezdach tmavé škvrny zaberajú veľké plochy, takže variabilita sa stáva viditeľnou. Na Slnku sa tiež pravidelne zvyšuje počet tmavých škvŕn. Zistilo sa, že keď tmavé škvrny prechádzajú cez viditeľný disk Slnka, na Zem vstupuje menej svetla. Takže Slnko možno považovať za bodkovanú premennú hviezdu.
Nové hviezdy. Pojem „nová“ hviezda vôbec neznamená vzhľad novovzniknutej hviezdy, ale odráža len určitý stupeň premenlivosti niektorých hviezd. Nové hviezdy sa nazývajú eruptívne premenné hviezdy špeciálneho typu, pri ktorých bol aspoň raz pozorovaný náhly a prudký nárast svietivosti (vzplanutia) aspoň o 7-8 magnitúd. Najčastejšie sa pri erupcii zdanlivá hviezdna magnitúda zníži o 10 m-13 m, čo zodpovedá zvýšeniu svietivosti o desať a stotisíckrát. V priemere dosahuje absolútna magnitúda v maxime 8,5 m. Po výbuchu sú nové hviezdy veľmi horúcimi trpaslíkmi. Vo fáze maximálneho vzplanutia vyzerajú ako supergianti spektrálnych typov A-F.
Ako ukazujú pozorovania, v našej Galaxii sa každý rok rozhorí asi sto nových hviezd.
Ak bol výbuch tej istej novej hviezdy pozorovaný aspoň dvakrát, potom sa takýto nový výbuch nazýva opakovaný. Pri opakovaných novách je zvýšenie svietivosti spravidla o niečo menšie ako u typických nov.
Po výbuchu novy často vykazujú slabú variabilitu.
Svetelné krivky nových hviezd majú špeciálnu formu, ktorá umožňuje rozdeliť všetky javy do niekoľkých etáp. Počiatočný nárast jasu nastáva veľmi rýchlo (2-3 dni), ale krátko pred maximom sa nárast svietivosti trochu spomalí (konečný vzostup). Po maxime svietivosť klesá, vydrží roky. Pokles jasu o prvé tri magnitúdy je zvyčajne hladký. Niekedy existujú sekundárne maximá. Nasleduje prechodný stupeň, ktorý sa vyznačuje buď plynulým poklesom svietivosti o ďalšie tri veľkosti, alebo jej kolísaním. Niekedy dochádza k prudkému poklesu svietivosti, po ktorom nasleduje pomalý návrat na predchádzajúcu hodnotu. Konečný pokles lesku je pomerne pozvoľný. Vďaka tomu hviezda nadobudne rovnakú svietivosť ako pred výbuchom.
Opísaný obrázok zmeny svietivosti novej hviezdy ukazuje, že pri výbuchu dochádza k náhlemu výbuchu spôsobenému nestabilitou, ktorá v hviezde vznikla. Podľa rôznych hypotéz môže táto nestabilita u niektorých horúcich hviezd vzniknúť v dôsledku vnútorných procesov, ktoré podmieňujú uvoľňovanie energie vo hviezde, alebo vplyvom niektorých vonkajších faktorov.
Možným dôvodom výbuchu novu je výmena hmoty medzi zložkami blízkych binárnych systémov, ku ktorým patria všetky takéto hviezdy. V páre je jedna hviezda spravidla hviezda hlavnej postupnosti, druhá je biely trpaslík. Normálna hviezda je silne zdeformovaná dopadom bieleho trpaslíka. Plazma z nej začne prúdiť na bieleho trpaslíka a vytvorí okolo neho svietiaci kotúč. Pri páde hmoty na bieleho trpaslíka vzniká vrstva plynu s vysokou teplotou a hustotou, zrážky protónov spôsobujú termonukleárnu reakciu. Práve tento termonukleárny výbuch na povrchu bieleho trpaslíka vedie k vymršteniu nahromadeného obalu. Pozorovateľ vidí žiaru škrupiny ako záblesk novej hviezdy. Celkové množstvo energie uvoľnenej pri výbuchu novy presahuje 10 45 -10 46 erg. Slnko vyžaruje toľko energie za desiatky tisíc rokov! Napriek tomu je to podstatne menej ako zásoby celej termonukleárnej energie hviezdy. Na tomto základe sa predpokladá, že výbuch novej hviezdy nie je sprevádzaný zmenou jej všeobecnej štruktúry, ale ovplyvňuje iba povrchové vrstvy.
Dôsledkom zahrievania plynu v dôsledku výbuchu je vyvrhnutie hmoty hviezdou, čo vedie k oddeleniu vonkajších vrstiev od nej - škrupín s hmotnosťou 10 -4 -10 -5 M¤. Táto škrupina sa rozširuje obrovskou rýchlosťou z niekoľkých stoviek na 1500-2000 km/s. Hviezda ho rýchlo odhodí a v dôsledku toho okolo seba vytvorí hmlovinu. Expandujúce plynné hmloviny boli nájdené okolo takmer všetkých nov, ktoré sú nám najbližšie.
V počiatočných štádiách výbuchu, keď sa polomer plášťa v dôsledku expanzie zväčší stokrát, hustota a teplota vonkajších vrstiev hviezdy sa zníži. Spočiatku horúca hviezda triedy O získa spektrum triedy A-F. Napriek ochladzovaniu sa však celková svietivosť hviezdy rapídne zvyšuje v dôsledku mohutnej žiary plynov a zväčšenia polomeru obalu. Preto má nová hviezda krátko pred maximom spektrum superobra.
V tomto štádiu má spektrum novu všetky vlastnosti vlastné supergiantom triedy A alebo F (úzke čiary, medzi ktorými vynikajú vodíkové čiary). Dôležitou črtou tohto spektra, nazývaného premaximálne, je však silný posun absorpčných čiar do fialovej, čo zodpovedá približovaniu sa emitujúcej látky k nám rýchlosťou niekoľkých desiatok či stoviek kilometrov za sekundu. V tomto čase dochádza k expanzii hustej škrupiny, ktorú má nová v tejto fáze.
Maximálne sa forma spektra prudko mení. Objaví sa takzvané hlavné spektrum. Jeho čiary sú posunuté do fialovej o hodnotu zodpovedajúcu rýchlosti expanzie asi 1000 km/s. Dôvod tejto zmeny v spektre súvisí so skutočnosťou, že ako sa rozťahuje, škrupina sa stáva tenšou a tým aj priehľadnejšou. Preto sa stávajú viditeľnými jeho hlbšie vrstvy, ktoré sa pohybujú oveľa rýchlejšie. Hneď po maxime sa v spektre novu objavia jasné, veľmi široké emisné čiary vo forme pásov patriacich najmä vodíku, železu a titánu. Každý z týchto pásiem zaberá celý rozsah spektra od zodpovedajúcej fialovo posunutej absorpčnej čiary hlavného spektra až po neposunutú polohu tej istej čiary. To znamená, že škrupina je už taká riedka, že sú viditeľné jej rôzne vrstvy, ktoré majú všetky možné rýchlosti.
Keď je tento pokles svietivosti asi 1 m, objaví sa difúzne iskrové spektrum pozostávajúce zo silne rozmazaných absorpčných čiar vodíka a ionizovaných kovov, ako aj špecifických jasných pásov. Spektrum difúznej iskry sa prekrýva s hlavným spektrom a postupne sa zvyšuje jeho intenzita. V budúcnosti k nemu pribudne takzvané oriónové spektrum, charakteristické pre horúce hviezdy triedy B. Výskyt difúznej iskry a následne spektra Oriónu naznačuje, že hmota je vyvrhovaná hviezdou s rastúcou rýchlosťou postupne z hlbších a teplejších vrstvy.
Na začiatku prechodného štádia difúzne iskrové spektrum zmizne a orióny dosiahnu svoju maximálnu intenzitu. Po zmiznutí aj posledného sa na pozadí súvislého spektra novej hviezdy, pretínaného širokými absorpčnými pásmi, objavujú a postupne zväčšujú emisné čiary, ktoré sú pozorované v spektrách riedkych plynných hmlovín (štádium hmloviny). To svedčí o ešte silnejšom riedení materiálu plášťa.
supernovy. Supernovy sú hviezdy, ktoré žiaria ako nové a dosahujú maximálnu absolútnu magnitúdu od -18 m do -19 m a dokonca -21 m. Nárast svietivosti nastáva o viac ako 19 m, t.j. desaťmiliónkrát. Celková energia vyžarovaná supernovou počas jej výbuchu presahuje 10 48 -10 49 erg, čo je tisíckrát viac ako u nov.
Supernovy vznikajú v dôsledku výbuchu hviezdy, keď sa väčšina jej hmoty rozletí rýchlosťou až 10 000 km/s a zvyšok sa stlačí do superhustej neutrónovej hviezdy.
Fotograficky bolo zaznamenaných asi 60 výbuchov supernov v iných galaxiách a často sa ukázalo, že ich svietivosť je porovnateľná s integrálnou svietivosťou celej galaxie, v ktorej k výbuchu došlo. Supernovy sú koncom života hviezd, ktoré sú 8-10-krát hmotnejšie ako Slnko, rodia neutrónové hviezdy a obohacujú medzihviezdne médium o ťažké prvky.
Podľa opisov predchádzajúcich pozorovaní voľným okom bolo možné zistiť niekoľko prípadov výbuchov supernov v našej Galaxii. Najzaujímavejšia z nich je supernova z roku 1054, spomínaná v análoch, ktorá sa rozhorela v súhvezdí Býka a bola pozorovaná čínskymi a japonskými astronómami vo forme „hosťujúcej hviezdy“, ktorá sa náhle objavila a ktorá sa zdala jasnejšia ako Venuša a bolo vidieť aj cez deň.
Ďalšie pozorovanie podobného javu v roku 1572 opísal oveľa podrobnejšie dánsky astronóm Tycho Brahe. Bolo zaznamenané náhle objavenie sa "novej" hviezdy v súhvezdí Cassiopeia. V priebehu niekoľkých dní sa táto hviezda, rapídne zvyšujúca svoju svietivosť, začala javiť jasnejšia ako Venuša.
Čoskoro začalo jeho vyžarovanie postupne slabnúť a vyhasnutie sprevádzali kolísanie intenzity a drobné záblesky. Po dvoch rokoch prestal byť viditeľný voľným okom.
V roku 1604 Kepler pozoroval supernovu v súhvezdí Ophiuchus. Aj keď je tento jav podobný výbuchu obyčajnej novy, líši sa od neho mierou, hladkou a pomaly sa meniacou svetelnou krivkou a spektrom.
Charakterom spektra v blízkosti epochy maxima sa vyznačujú dva typy supernov.
Supernovy typu I blízko maxima sa vyznačujú súvislým spektrom, v ktorom nie sú viditeľné žiadne čiary. Neskôr sa objavujú veľmi široké emisné pásy, ktorých poloha sa nezhoduje so žiadnymi známymi spektrálnymi čiarami. Šírka týchto pásiem zodpovedá expanzii plynov rýchlosťou až 6000 km/s. Intenzita, štruktúra a poloha pásov sa v priebehu času často mení. Šesť mesiacov po maxime sa objavujú pásy, ktoré možno identifikovať so spektrom neutrálneho kyslíka.
V supernovách typu II je svietivosť v maxime o niečo menšia ako u supernov typu I. Ich spektrá sa vyznačujú zvýšením ultrafialovej luminiscencie. Rovnako ako v spektrách bežných nov, vykazujú absorpčné a emisné čiary identifikované s vodíkom, ionizovaným dusíkom a inými prvkami.
Veľkou zaujímavosťou sú rýchlo sa rozpínajúce plynné hmloviny, ktoré sa v niekoľkých prípadoch našli na mieste vybuchujúcich supernov I. typu. Najpozoruhodnejšia z nich je slávna Krabia hmlovina v súhvezdí Býka. Tvar emisných čiar tejto hmloviny naznačuje jej expanziu rýchlosťou asi 1000 km/s. Súčasné rozmery hmloviny sú také, že expanzia týmto tempom mohla začať nie viac ako pred 900 rokmi, t.j. práve v ére výbuchu supernovy v roku 1054. Časová zhoda Krabej hmloviny s „hosťujúcou hviezdou“ opísaná v čínskych kronikách naznačuje možnosť, že hmlovina v súhvezdí Býka je výsledkom výbuchu supernovy.
Krabia hmlovina má niekoľko pozoruhodných vlastností:
1) viac ako 80 % viditeľného žiarenia dopadá na spojité spektrum;
2) v bielom svetle má amorfný vzhľad;
3) obvyklé emisné spektrum pre hmloviny s čiarami ionizovaných kovov a vodíka (druhé sú slabšie) vyžarujú jednotlivé vlákna;
4) žiarenie je polarizované av niektorých oblastiach hmloviny takmer úplne;
5) Krabia hmlovina je jedným z najsilnejších zdrojov rádiového vyžarovania v našej Galaxii.
Jedno z možných vysvetlení týchto zaujímavých vlastností Krabie hmloviny je nasledovné. Počas výbuchu supernovy v roku 1054 sa vo veľkom množstve začali objavovať voľné elektróny, ktoré mali obrovské kinetické energie (relativistické elektróny). Pohybujú sa rýchlosťou blízkou rýchlosti svetla. Procesy takého silného zrýchlenia častíc pokračujú aj v súčasnosti. Kontinuálne žiarenie vo viditeľnej oblasti spektra aj v rádiovom rozsahu vzniká v dôsledku spomalenia relativistických elektrónov, keď sa špirálovito pohybujú okolo siločiar slabých magnetických polí. Takéto žiarenie musí byť polarizované, čo sa aj skutočne pozoruje.
V miestach výbuchov iných supernov v našej Galaxii boli objavené aj slabé hmloviny a zdroje rádiovej emisie rôznych výkonov.
Až donedávna bolo úplne nejasné, ako dochádza k neustálemu prílevu nových relativistických elektrónov v Krabej hmlovine, napriek tomu, že fenomén výbuchu supernovy už dávno skončil. Otázka sa začala vyjasňovať až po objavení úplne nových objektov.
Pulzary. V auguste 1967 bola v Cambridge (Anglicko) zaregistrovaná kozmická rádiová emisia, ktorá vychádzala z bodových zdrojov vo forme striktne po sebe nasledujúcich čistých impulzov. Trvanie jednotlivého impulzu pre takéto zdroje sa pohybuje od niekoľkých milisekúnd do niekoľkých desatín sekundy. Ostrosť impulzov a mimoriadna pravidelnosť ich opakovaní umožňuje s veľmi vysokou presnosťou určiť periódy pulzácií týchto objektov, nazývaných pulzary. Perióda jedného z pulzarov je 1,337301133 s, zatiaľ čo ostatné majú periódy od 0,03 do 4 s. V súčasnosti je známych asi 200 pulzarov. Všetky produkujú vysoko polarizované rádiové vyžarovanie v širokom rozsahu vlnových dĺžok, ktorých intenzita so zvyšujúcou sa vlnovou dĺžkou strmo narastá. To znamená, že žiarenie má netepelnú povahu. Bolo možné určiť vzdialenosti mnohých pulzarov, ktoré sa ukázali byť v rozmedzí stoviek až tisícok parsekov. Ide teda o relatívne blízke objekty, zjavne patriace do našej Galaxie.
Najpozoruhodnejší pulzar, ktorý sa zvyčajne označuje číslom NP 0531, sa presne zhoduje s jednou z hviezd v strede Krabie hmloviny. Špeciálne pozorovania ukázali, že aj optické žiarenie tejto hviezdy sa mení s rovnakým obdobím. Pri impulze hviezda dosiahne 13 m a medzi impulzmi nie je viditeľná. Rovnaké pulzácie z tohto zdroja zažíva aj röntgenové žiarenie, ktorého sila je 100-krát vyššia ako sila optického žiarenia.
Zhoda jedného z pulzarov so stredom takého nezvyčajného útvaru, akým je Krabia hmlovina, naznačuje, že sú to práve objekty, na ktoré sa po vzplanutí premenia supernovy. Výbuch supernovy je podľa moderných koncepcií spojený s uvoľnením obrovského množstva energie pri jej prechode do superhustého stavu po tom, čo sa v nej vyčerpajú všetky možné zdroje jadrovej energie.
Pre dostatočne hmotné hviezdy je najstabilnejším stavom fúzia protónov a elektrónov na neutróny a vznik takzvanej neutrónovej hviezdy. Ak výbuchy supernov naozaj končia vznikom takýchto objektov, potom je veľmi pravdepodobné, že pulzary sú neutrónové hviezdy, ktoré by v tomto prípade s hmotnosťou rádovo 2 M¤ mali mať polomery asi 10 km. Pri stlačení do takýchto rozmerov sa hustota hmoty stáva vyššou ako jadrová (až 10 6 t/cm 3) a rotácia hviezdy sa vďaka zákonu zachovania momentu hybnosti zrýchľuje na niekoľko desiatok. otáčky za sekundu. Na povrchu neutrónovej hviezdy sa neutróny rozpadajú na protóny a elektróny. Silné pole urýchľuje elektróny na rýchlosť blízku rýchlosti svetla a tie vyletia do vesmíru. Elektróny opúšťajú hviezdu len v oblastiach magnetických pólov, odkiaľ vychádzajú magnetické siločiary. Ak sa magnetická os hviezdy nezhoduje s osou rotácie, potom sa lúče žiarenia budú otáčať s periódou rovnajúcou sa perióde rotácie hviezdy. Takže názov pulzar nie je úplne správny: hviezdy nepulzujú, ale rotujú.
Zistilo sa, že niektoré pulzary majú pomalé predlžovanie periód (zdvojnásobenie za 10 3 - 10 7 rokov), zrejme spôsobené retardačným účinkom magnetického poľa spojeného s pulzarom, v dôsledku čoho sa rotačná energia premieňa na žiarenie . Spolu s tým bolo pozorované náhle skrátenie periód, čo pravdepodobne odrážalo prudkú reštrukturalizáciu povrchu hviezdy, ku ktorej niekedy dochádza pri ochladzovaní.
Okrem rádiových pulzarov, tzv. pulzary pozorované iba v rozsahu röntgenového alebo gama žiarenia; majú periódy od niekoľkých do stoviek sekúnd a sú súčasťou blízkych dvojhviezdnych systémov. Zdrojom energie ich žiarenia je podľa moderných koncepcií gravitačná energia uvoľnená pri akrécii na neutrónovú hviezdu alebo čiernu dieru hmoty prúdiacej zo susednej normálnej hviezdy.
Veľmi zaujímavé premenné hviezdy sú zdroje röntgenového žiarenia podobné pulzarom. Niektoré z nich sú skutočne pulzary, iné sú pozostatkami po výbuchoch supernov. V tomto prípade je príčinou žiary tepelné žiarenie plynu zahriateho na teplotu niekoľko miliónov stupňov.
Ale väčšina galaktických röntgenových zdrojov patrí do špeciálnej triedy objektov hviezdnej povahy, ktoré sa často nazývajú röntgenové hviezdy. Najpozoruhodnejším typickým predstaviteľom z nich je spomínaný zdroj Scorpio X-1. Z neustále vyžarujúcich sa ukázal ako najjasnejší: v rozmedzí 1-10 Aring; tok žiarenia z neho je v priemere 3 10 -7 erg/cm 2, t.j. toľko ako 7m hviezda dáva v optickej oblasti. Jeho röntgenová svietivosť dosahuje 10 37 erg/s, čo je tisíckrát viac ako bolometrická svietivosť Slnka.
Dôležitou vlastnosťou röntgenových hviezd je premenlivosť ich žiarenia. V zdroji Scorpio X-1, ktorý je identifikovaný s premennou hviezdou 12-13m, variácie toku röntgenového a optického žiarenia spolu nijako nesúvisia. V priebehu niekoľkých dní môžu obaja zaznamenať výkyvy v rozmedzí 20%, po ktorých začína aktívna fáza - niekoľko hodín trvajúce záblesky, počas ktorých sa toky menia 2-3 krát. Zároveň sa niekedy pozoruje významná zmena úrovne žiarenia v časovom intervale rádovo 10 -3 s, takže veľkosť zdroja nemôže presiahnuť 0,001 svetelnej sekundy (určené analogicky so svetelným rokom), t.j. 300 km. To naznačuje, že zdroje röntgenového žiarenia musia byť nezvyčajne kompaktné objekty, možno typu neutrónových hviezd, ako v prípade pulzarov, s ktorými sú niektoré röntgenové hviezdy identifikované.
Množstvo röntgenových hviezd, ako napríklad Hercules X-1 a Centaurus X-3, má prísnu periodicitu variácií toku röntgenového žiarenia, čo dokazuje, že zdroj je súčasťou binárneho systému. Viac ako tucet zdrojov bolo identifikovaných s hviezdami, ktorých variabilita naznačuje, že patria do blízkych binárnych systémov. Preto sú röntgenové hviezdy s najväčšou pravdepodobnosťou blízke binárne systémy, v ktorých jedna zo zložiek je optická hviezda a druhá je kompaktný objekt, ktorý je v záverečnej fáze svojho vývoja. Najčastejšie sa predpokladá, že ide o neutrónovú hviezdu, aj keď v niektorých prípadoch nie je vylúčená možnosť bieleho trpaslíka alebo dokonca čiernej diery.
Príčinou vzniku silného röntgenového žiarenia by mal byť pád oblakov na kompaktný objekt (napríklad neutrónová hviezda) a výtrysky plynov prúdiacich z optickej zložky blízkej dvojhviezdnej sústavy. V prípade extrémne kompaktnej neutrónovej hviezdy môže rýchlosť padania plynov v tomto procese, nazývanom akrécia, dosiahnuť 100 000 km/s, t.j. tretiny rýchlosti svetla! Pri páde na neutrónovú hviezdu sa kinetická energia plynov premení na röntgenové žiarenie. Dôležitú úlohu zohrávajú silné magnetické polia neutrónovej hviezdy.
Okrem neustále pozorovaných zdrojov röntgenového žiarenia sa ročne zaznamená až tucet svetlíc, ktoré svojou povahou pripomínajú nové hviezdy. Svietivosť týchto nových zdrojov röntgenového žiarenia sa v priebehu niekoľkých dní rýchlo zvyšuje. V priebehu 1-2 mesiacov sa môžu ukázať ako najjasnejšie oblasti na "röntgenovej" oblohe, niekedy niekoľkonásobne väčšie v toku žiarenia ako najjasnejší konštantný zdroj Scorpio X-1. Niektoré z nich počas vzplanutia sú röntgenové pulzary, ktoré majú veľmi dlhé periódy (až 7 minút). Povaha týchto objektov, ako aj ich možné spojenie s novými hviezdami zatiaľ nie je známe.
Premenné hviezdy sú jedným z najkurióznejších javov na oblohe, ktorý je možné pozorovať voľným okom. Okrem toho existuje priestor pre vedeckú činnosť jednoduchého milovníka astronómie a dokonca existuje príležitosť na objav. Dnes je veľa premenných hviezd a je celkom zaujímavé ich pozorovať.
Premenné hviezdy sú hviezdy, ktoré v priebehu času menia svoju jasnosť. Samozrejme, tento proces trvá nejaký čas a nedeje sa doslova pred našimi očami. Ak však pravidelne pozorujete takúto hviezdu, zmeny v jej jasnosti budú jasne viditeľné.
Dôvody zmeny jasu môžu byť rôzne a v závislosti od nich sú všetky premenné hviezdy rozdelené do rôznych typov, ktoré zvážime nižšie.
Ako boli objavené premenné hviezdy
Vždy sa verilo, že jas hviezd je niečo stále a neotrasiteľné. Záblesk alebo len vzhľad hviezdy sa od pradávna pripisoval niečomu nadprirodzenému a malo to zjavne nejaké znamenie zhora. To všetko možno ľahko vidieť v texte tej istej Biblie.
Pred mnohými storočiami však ľudia vedeli, že niektoré hviezdy môžu stále meniť svoju jasnosť. Napríklad Beta Perseus sa nie nadarmo nazýva El Ghoul (teraz sa volá Algol), čo v preklade neznamená nič iné ako „diablova hviezda“. Nazýva sa tak kvôli svojej nezvyčajnej vlastnosti meniť jas s periódou o niečo kratšou ako 3 dni. Túto hviezdu ako premennú objavil v roku 1669 taliansky astronóm Montanari a koncom 18. storočia študoval anglický amatérsky astronóm John Goodryke, ktorý v roku 1784 objavil druhú premennú rovnakého typu – β Lyrae.
V roku 1893 prišla Henrietta Lewittová pracovať na Harvardské observatórium. Jej úlohou bolo merať jas a katalogizovať hviezdy na fotografických platniach nahromadených v tomto observatóriu. Výsledkom bolo, že Henrietta objavila za 20 rokov viac ako tisíc premenných hviezd. Bola obzvlášť dobrá pri skúmaní pulzujúcich premenných hviezd, cefeíd, a urobila niekoľko dôležitých objavov. Objavila najmä závislosť periódy cefeidy od jej jasnosti, čo umožňuje presne určiť vzdialenosť k hviezde.
Henrieta Lewittová.
Potom, s rýchlym rozvojom astronómie, boli objavené tisíce nových premenných.
Klasifikácia premenných hviezd
Všetky premenné hviezdy menia svoju jasnosť z rôznych dôvodov, preto bola na tomto základe vyvinutá klasifikácia. Spočiatku to bolo celkom jednoduché, no ako sa dáta hromadili, bolo to čoraz komplikovanejšie.
Teraz v klasifikácii premenných hviezd sa rozlišuje niekoľko veľkých skupín, z ktorých každá obsahuje podskupiny, ktoré zahŕňajú hviezdy s rovnakými príčinami variability. Existuje veľa takýchto podskupín, takže stručne zvážime hlavné skupiny.
zákrytové premenné hviezdy
Zákrytové premenné alebo jednoducho zákrytové premenné hviezdy menia svoju jasnosť z veľmi jednoduchého dôvodu. V skutočnosti nejde o jednu hviezdu, ale o binárny systém, navyše celkom blízky. Rovina ich obežných dráh je umiestnená tak, že pozorovateľ vidí, ako jedna hviezda uzatvára druhú - je tam akoby zatmenie.
Keby sme boli trochu preč, nič také by sme nemohli vidieť. Je tiež možné, že takýchto hviezd je veľa, ale nevidíme ich ako premenné, pretože rovina ich obežných dráh sa nezhoduje s rovinou nášho pohľadu.
Známe sú aj mnohé typy zákrytových premenných hviezd. Jedným z najznámejších príkladov je Algol alebo β Perseus. Túto hviezdu objavil taliansky matematik Montanari v roku 1669 a jej vlastnosti študoval anglický amatérsky astronóm John Goodrick na konci 18. storočia. Hviezdy, ktoré tvoria tento binárny systém, nemožno vidieť jednotlivo - sú umiestnené tak blízko, že ich doba revolúcie je len 2 dni a 20 hodín.
Ak sa pozriete na krivku jasu Algol, môžete vidieť malý pokles v strede - sekundárne minimum. Faktom je, že jedna zo zložiek je jasnejšia (a menšia) a druhá je slabšia (a väčšia). Keď slabá zložka prekryje svetlú, vidíme silný pokles jasu a keď svetlá prekryje slabú, pokles jasu nie je veľmi výrazný.
V roku 1784 objavil Goodryk ďalšiu zákrytovú premennú, Lyrae's β. Jeho perióda je 12 dní 21 hodín a 56 minút. Na rozdiel od Algolu je graf zmeny jasu pre túto premennú hladší. Faktom je, že tu je binárny systém veľmi blízko, hviezdy sú tak blízko seba, že majú predĺžený eliptický tvar. Preto vidíme nielen zatmenie zložiek, ale aj zmeny jasnosti, keď sa eliptické hviezdy otočia na šírku alebo na úzku stranu. Z tohto dôvodu je tu zmena lesku hladšia.
Graf zmeny jasu β Lyra.
Ďalšou typickou zákrytovou premennou je Ursa Major W, objavená v roku 1903. Tu graf ukazuje sekundárne minimum takmer rovnakej hĺbky ako hlavné a samotný graf je hladký, ako v prípade β Lyra. Faktom je, že tu sú komponenty takmer rovnakej veľkosti, tiež predĺžené a tak blízko seba, že sa ich povrchy takmer dotýkajú.
Existujú aj iné typy zákrytových premenných hviezd, ale sú menej bežné. Patria sem aj elipsoidné hviezdy, ktoré sa k nám pri rotácii otáčajú buď širokou alebo úzkou stranou, vďaka čomu sa mení ich jasnosť.
Pulzujúce premenné hviezdy
Pulzujúce premenné hviezdy sú veľkou triedou objektov tohto druhu. K zmenám jasnosti dochádza v dôsledku zmien objemu hviezdy – buď sa roztiahne, alebo opäť zmrští. Stáva sa to v dôsledku nestability rovnováhy medzi hlavnými silami - gravitáciou a vnútorným tlakom.
Pri takýchto pulzáciách dochádza k zväčšeniu fotosféry hviezdy a zväčšeniu plochy vyžarujúceho povrchu. Zároveň sa mení povrchová teplota a farba hviezdy. Mení sa aj lesk, resp. Niektoré typy fluktuujúcich premenných periodicky menia svoj jas a niektoré nemajú žiadnu stabilitu – nazývajú sa nepravidelné.
Prvou pulzujúcou hviezdou bola Mira Kita, objavená v roku 1596. Keď jeho brilancia dosiahne maximum, možno ho jasne vidieť voľným okom. Minimálne je potrebný dobrý ďalekohľad alebo ďalekohľad. Doba svietivosti Miry je 331,6 dňa a takéto hviezdy sa nazývajú Miridy alebo hviezdy typu ο Ceti – je ich známych niekoľko tisíc.
Ďalším široko známym typom pulzujúcej premennej je Cepheid, pomenovaná podľa hviezdy tohto typu, Ϭ Cephei. Sú to obri s periódami od 1,5 do 50 dní, niekedy aj viac. Aj Polárka patrí medzi cefeidy s periódou takmer 4 dní a s výkyvmi jasnosti od 2,50 do 2,64 hviezd. množstvá. Cefeidy sa tiež delia do podtried a ich pozorovania zohrali významnú úlohu vo vývoji astronómie vôbec.
Pulzujúce premenné typu RR Lyrae sa vyznačujú rýchlou zmenou jasu - ich periódy sú kratšie ako jeden deň a kolísanie v priemere dosahuje jednu magnitúdu, čo uľahčuje ich vizuálne pozorovanie. Tento typ premenných je tiež rozdelený do 3 skupín v závislosti od asymetrie ich svetelných kriviek.
Ešte kratšie periódy u trpasličích cefeidov sú ďalším druhom pulzujúcej premennej. Napríklad CY Vodnára má periódu 88 minút, zatiaľ čo SX Fénixa má periódu 79 minút. Graf ich jasnosti je podobný grafu obyčajných cefeidov. Je o ne veľký záujem na pozorovanie.
Existuje oveľa viac typov pulzujúcich premenných hviezd, aj keď nie sú také bežné alebo veľmi vhodné na amatérske pozorovania. Napríklad hviezdy typu RV Taurus majú periódy od 30 do 150 dní a v grafe jasnosti sú určité odchýlky, preto sa hviezdy tohto typu označujú ako polopravidelné.
Nesprávne premenné hviezdy
Nepravidelné premenné hviezdy tiež pulzujú, ale ide o veľkú triedu, ktorá zahŕňa veľa objektov. Zmeny ich jasu sú veľmi zložité a často nie je možné ich vopred predvídať.
U niektorých nepravidelných hviezd sa však periodicita dá zistiť z dlhodobého hľadiska. Pri pozorovaní počas niekoľkých rokov si napríklad možno všimnúť, že nepravidelné výkyvy tvoria určitú priemernú krivku, ktorá sa opakuje. Medzi takéto hviezdy patrí napríklad Betelgeuse – α Orion, ktorej povrch je pokrytý svetlými a tmavými škvrnami, čo vysvetľuje kolísanie jasu.
Nepravidelné premenné hviezdy nie sú dobre známe a sú veľmi zaujímavé. V tejto oblasti je stále potrebné urobiť veľa objavov.
Ako pozorovať premenné hviezdy
Na zaznamenanie zmien jasu hviezdy sa používajú. Najdostupnejšia je vizuálna, keď pozorovateľ porovnáva jas premennej hviezdy s jasnosťou susedných hviezd. Potom sa na základe porovnania vypočíta jas premennej a ako sa tieto údaje nahromadia, zostaví sa graf, na ktorom sú jasne viditeľné výkyvy jasu. Napriek zjavnej jednoduchosti je možné určiť jas okom pomerne presne a takéto skúsenosti sa získavajú pomerne rýchlo.
Existuje niekoľko metód na vizuálne určenie jasnosti premennej hviezdy. Najbežnejšie z nich sú metóda Argelander a metóda Neuland-Blazhko. Existujú aj iné, ale tieto sa dajú pomerne ľahko naučiť a poskytujú dostatočnú presnosť. Viac vám o nich povieme v samostatnom článku.
Výhody vizuálnej metódy:
- Nevyžaduje sa žiadne vybavenie. Na pozorovanie slabých hviezd možno budete potrebovať ďalekohľad alebo ďalekohľad. Hviezdy s minimálnou jasnosťou do 5-6 hviezd. množstvá sa dajú pozorovať aj voľným okom, je ich tiež pomerne veľa.
- V procese pozorovania dochádza k skutočnej „komunikácii“ s hviezdnou oblohou. To dáva príjemný pocit jednoty s prírodou. Navyše je to dosť vedecká práca, ktorá prináša zadosťučinenie.
Medzi nevýhody však patrí neideálna presnosť, ktorá spôsobuje chyby v jednotlivých pozorovaniach.
Ďalšou metódou na odhad jasnosti hviezdy je použitie zariadenia. Obyčajne sa urobí snímka premennej hviezdy s jej okolím a potom sa z obrázka dá presne určiť jasnosť premennej.
Oplatí sa amatérskemu astronómovi pozorovať premenné hviezdy? Určite to stojí za to! Koniec koncov, nejde len o jeden z najjednoduchších a najdostupnejších predmetov na štúdium. Tieto pozorovania majú aj vedeckú hodnotu. Profesionálni astronómovia jednoducho nie sú schopní pokryť takú masu hviezd bežnými pozorovaniami a pre amatéra je tu dokonca možnosť prispieť k vede a takéto prípady sa stali.
Premenné hviezdy sú hviezdy, ktorých jasnosť sa mení. U niektorých premenných hviezd sa jasnosť mení periodicky, u iných je pozorovaná náhodná zmena jasnosti. Medzi periodické premenné patria napríklad zákrytové premenné hviezdy, ktoré, ako viete, sú binárne systémy. Na rozdiel od nich sú však známe desaťtisíce jednotlivých hviezd, ktorých jas sa mení v dôsledku fyzikálnych procesov, ktoré na nich prebiehajú. Takéto hviezdy sa nazývajú fyzikálne premenné. Ich objav a štúdium ukázali, že rôznorodosť hviezd sa prejavuje nielen v tom, že sa hviezdy navzájom líšia v hmotnostiach, veľkostiach, teplotách, svietivostiach a spektrách, ale aj v tom, že niektoré z týchto fyzikálnych charakteristík nezostávajú nezmenené. tie isté hviezdy.
cefeid
Cefeidy sú veľmi bežným a veľmi dôležitým typom fyzických premenných hviezd.
Štúdium spektier cefeíd ukazuje, že v blízkosti maxima jasnosti sa k nám fotosféry týchto hviezd približujú najväčšou rýchlosťou a v blízkosti minima sa od nás vzďaľujú najväčšou rýchlosťou. Vyplýva to z analýzy posunov čiar v spektrách cefeíd na základe Dopplerovho javu.
S pohybom fotosféry hviezdy, a teda aj so zmenou jej veľkosti, sa stretávame po prvý raz. V skutočnosti sa veľkosť Slnka a iných hviezd jemu podobných prakticky nemení. Preto na rozdiel od takýchto stacionárnych hviezd sú cefeidy nestacionárne hviezdy. Cefeidy sú pulzujúce hviezdy, ktoré sa periodicky rozťahujú a zmršťujú. Ako cefeida pulzuje, mení sa aj teplota jej fotosféry. Hviezda má najvyššiu teplotu pri maximálnej jasnosti.
Medzi periódou pulzovania dlhoperiodických cefeíd a svietivosťou týchto hviezd existuje vzťah nazývaný „perióda-svietivosť“ Ak je perióda zmeny jasnosti cefeíd známa z pozorovaní, potom pomocou „perióda svietivosti“ Je možné určiť jeho absolútnu veľkosť a potom je ľahké použiť vzorec na výpočet vzdialenosti k cefeide, pričom poznáme jej zdanlivú veľkosť z pozorovaní. Keďže cefeidy patria k obrím a superobrom hviezdam (teda tým, ktoré majú obrovské rozmery a svietivosť), sú viditeľné z veľkých vzdialeností. Detegovaním cefeíd vo vzdialených hviezdnych systémoch je možné určiť vzdialenosť k týmto systémom.
Cefeidy nie sú vzácne hviezdy. Je pravdepodobné, že veľa hviezd je nejaký čas počas svojho života cefeidami. Preto je štúdium cefeíd dôležité pre pochopenie vývoja hviezd.
Iné fyzikálne premenné hviezdy
Cefeidy sú len jedným z mnohých typov fyzických premenných hviezd. Prvá premenná hviezda bola objavená v roku 1596 v súhvezdí Kita (Svet Kita alebo Úžasná Kita). Nie je to cefeid. Kolísanie jeho jasu nastáva s periódou okolo 350 d, pričom jas dosahuje maximálne 3m a minimálne 9m. Následne bolo objavených mnoho ďalších dlhodobých hviezd ako Mira Kita.
Väčšinou ide o „studené“ hviezdy – obry spektrálnej triedy M. Zmena jasnosti takýchto hviezd zrejme súvisí s pulzáciami a periodickými erupciami horúcich plynov z vnútra hviezdy do vyšších vrstiev atmosféry.
Nie všetky fyzikálne premenné hviezdy vykazujú periodické zmeny. Je známych veľa hviezd, ktoré sú polopravidelnými alebo dokonca nepravidelnými premennými. V takýchto hviezdach je ťažké alebo dokonca nemožné všimnúť si pravidelnosť zmeny jasu.
Zdanlivý jas ktorého sa mení. Tieto zmeny môžu mať periódu niekoľkých rokov alebo tisícin sekundy a veľkosť zmien sa mení od tisíciny priemerného jasu až po 20-násobné zvýšenie. Bolo katalogizovaných viac ako 100 000 premenných hviezd a dokonca im možno pripísať aj Slnko. Hustota energetického toku našej hviezdy sa počas 11-ročného slnečného cyklu mení asi o 0,1 percenta, čiže o tisícinu.
História premenných hviezd
Prvou identifikovanou premennou hviezdou je Omicron Ceti, neskôr pomenovaná Mira. V roku 1596 bola klasifikovaná ako nová hviezda a v roku 1638 Johann Holwards pozoroval zmeny v jasnosti hviezdy počas 11-mesačného cyklu. Vzdialenosť od hviezdy je 200-400 svetelných rokov. Ide o binárny systém pozostávajúci z červeného obra premennej hviezdy. Doba kolísania jasu je 332 dní a jas vo viditeľnej oblasti sa počas jedného cyklu zmení stokrát, zatiaľ čo v infračervenej časti spektra jas kolíše iba dvakrát. Druhá hviezda je tiež premenlivá, ale bez presnej periódy. Jeho kolísanie rýchlosti je spôsobené prílevom hmoty z prvej hviezdy. Bol to dôležitý objav, pretože spolu so supernovami ukázal, že hviezdy nie sú trvalé entity, ako sa predpokladalo od starovekého Grécka.
Vlastnosti premenných hviezd
Existuje mnoho dôvodov na zmenu zdanlivej jasnosti hviezd. Zdôrazňujeme, že je viditeľná, teda samotná hviezda by sa nemala vôbec meniť, väčšinou sa menia podmienky pozorovania – ako napríklad v prípade Algolu. Niektoré hviezdy však blikajú v dôsledku zmien ich vlastností – pulzujúce premenné majú premenlivý polomer alebo hmotnosť. Niektoré premenné hviezdy sú binárne systémy, v ktorých sú spoluhviezdy tak blízko, že materiál neustále prúdi z jednej do druhej a späť. Vo všeobecnosti je klasifikácia premenných hviezd veľmi bohatá, ale primárne sa delia z dôvodu premenlivosti - vnútornej (v ruskej astronómii je zvykom posudzovať erupčné premenné samostatne) alebo vonkajšej.
Vnútorné príčiny
Cefeidy sú veľmi jasné hviezdy s jasnosťou 500 - 300 000 slnečných lúčov a s veľmi krátkou periódou pulzácií - od 1 do 100 dní. Tieto hviezdy sa rozširujú a zmenšujú v jasnom vzore. Tieto hviezdy sú obzvlášť cenné pre astronómov, pretože merania zmien ich jasnosti umožňujú veľmi presne určiť ich vzdialenosti, čím sa cefeidy menia na cestné piliere vesmíru. Iné typy premenných hviezd s vnútornými príčinami kolísania jasnosti: RR Lýry, krátkoperiodické, staršie hviezdy menšie ako cefeidy; RV Taurus, supergianti s obrovskými výkyvmi jasu; typ Mira (pomenovaný podľa prvej premennej hviezdy), studené červené nadobry; nepravidelní, červení obri alebo veľobri s dlhými periódami od 30 do 1000 dní, Betelgeuse patria k tomuto typu a sú to hlavne červené veľobry.
Erupčné premenné súvisia aj s vnútornými procesmi, prudko zvyšujú svoju jasnosť v dôsledku termonukleárnych výbuchov vo vnútri alebo na povrchu hviezdy. Patria sem blízke dvojhviezdy, ktoré si vymieňajú hmotnosť. Supernovy, novy, opakované novy, trpasličie novy a iné – skupina hviezd, ktoré zažívajú silné náhle zmeny jasu, zvyčajne v dôsledku výbuchu. Najznámejšie z nich sú supernovy, schopné zatmiť celú galaxiu a zvýšiť jasnosť stomiliónkrát. Novy a opakované novy sú blízke dvojhviezdy, na ktorých povrchoch dochádza k výbuchom, ale na rozdiel od supernov sa hviezdy nezrútia. Trpasličí novy sú binárne systémy bielych trpaslíkov, ktoré si vymieňajú hmotu a spôsobujú na nich periodické výbuchy. Sú podobné symbiotickým premenným, ktoré pozostávajú z červeného obra a horúcej modrej hviezdy, uzavretých v spoločnej škrupine prachu a plynu.
Vonkajšie príčiny
Zákrytové premenné sú hviezdy prechádzajúce jedna pred druhou a blokujúce časť sveta. Môžu to spôsobiť aj planéty hviezdy. Rotujúce hviezdy majú premenlivú jasnosť v dôsledku prítomnosti tmavých alebo naopak svetlých škvŕn na ich povrchu a rotácie hviezdy. Podobné zmeny sú pozorované v prípade hviezdy, ktorej tvar sa výrazne líši od gule (zvyčajne v binárnom systéme). V tomto prípade rotácia elipsoidu vedie k zmenám v oblasti vyžarujúceho povrchu. K tomuto typu patria aj pulzary.
Budúci výskum
Štúdie premenných hviezd poskytujú astronómom údaje o hmotnostiach, polomeroch, teplotách a iných vlastnostiach hviezd. Informácie o štruktúre a vývoji hviezdy sa získavajú nepriamo. Dlhodobé premenné hviezdy sa však skúmajú dlho – zvyčajne desaťročia. Amatérski astronómovia hrajú dôležitú úlohu v neustálom pozorovaní premenných hviezd. Niektoré premenné sú pre vedu obzvlášť dôležité, napríklad cefeidy, ktoré poskytujú informácie o veku vesmíru. Štúdium premenných typu Mira poskytuje informácie o Slnku a podobných hviezdach, supernovy typu Ia sa používajú na meranie rýchlosti rozpínania vesmíru, erupčné premenné – pri štúdiu aktívnych galaktických jadier a supermasív
Hviezdy, ktorých svietivosť sa mení v relatívne krátkych časových úsekoch, sa nazývajú fyzikálne premenné hviezdy. Zmeny v svietivosti tohto typu hviezd sú spôsobené fyzikálnymi procesmi, ktoré prebiehajú v ich vnútri. Podľa charakteru variability sa rozlišujú pulzujúce premenné a erupčné premenné. Na samostatný druh sa rozlišujú aj nové a supernovové hviezdy, ktoré sú špeciálnym prípadom erupčných premenných. Všetky premenné hviezdy majú špeciálne označenia, okrem tých, ktoré boli predtým označené písmenom gréckej abecedy. Prvých 334 premenných hviezd každého súhvezdia je označených sekvenciou písmen latinskej abecedy (napríklad R, S, T, RR, RS, ZZ, AA, QZ) s pridaním názvu zodpovedajúceho súhvezdia ( napríklad RR Lyr). Nasledujúce premenné sú označené V 335, V 336 atď. (napríklad V 335 Cyg).
Fyzické premenné hviezdy
Hviezdy, ktoré sa vyznačujú špeciálnym tvarom svetelnej krivky, ktorá vykazuje plynulé periodické zmeny zdanlivej magnitúdy a niekoľkonásobnú zmenu svietivosti hviezdy (zvyčajne od 2 do 6), sa nazývajú fyzikálne premenné hviezdy resp. Cefeidy. Táto trieda hviezd bola pomenovaná podľa jedného z jej typických predstaviteľov – hviezdy δ (delta) Cepheus. Cefeidy možno pripísať obrom a nadobríkom spektrálnych tried F a G. Vďaka tejto okolnosti je možné ich pozorovať z veľkých vzdialeností, vrátane ďaleko za hranicami nášho hviezdneho systému – Galaxie. Jednou z najdôležitejších charakteristík cefeíd je obdobie. Pre každú jednotlivú hviezdu je konštantná s vysokým stupňom presnosti, no periódy sú pre rôzne cefeidy rôzne (od jedného dňa po niekoľko desiatok dní). V cefeidách sa spektrum mení súčasne so zdanlivou veľkosťou. To znamená, že spolu so zmenou svietivosti cefeíd sa mení aj teplota ich atmosféry v priemere o 1500°. Posun spektrálnych čiar v spektrách cefeíd odhalil periodickú zmenu ich radiálnych rýchlostí. Okrem toho sa periodicky mení aj polomer hviezdy. Hviezdy ako δ Cephei sú mladé objekty, ktoré sa nachádzajú najmä v blízkosti hlavnej roviny nášho hviezdneho systému – Galaxie. Cefeidy sa tiež nachádzajú v, ale sú staršie a o niečo menej svietivé. Tieto hviezdy, ktoré dosiahli štádium cefeíd, sú menej hmotné, a preto sa vyvíjajú pomalšie. Nazývajú sa hviezdy Virgo W. Takéto pozorované znaky cefeíd naznačujú, že v atmosfére týchto hviezd dochádza k pravidelným pulzáciám. Majú teda podmienky na udržanie špeciálneho oscilačného procesu na konštantnej úrovni po dlhú dobu.
Ryža. cefeid
Dávno predtým, ako bolo možné zistiť povahu pulzácií cefeid sa zistila existencia vzťahu medzi ich periódou a svietivosťou. Pri pozorovaní cefeíd v Malom Magellanovom mračne – jednej z nám najbližších hviezdnych sústav – sa zistilo, že čím menšia je zdanlivá veľkosť cefeíd (t. j. čím je jasnejšia), tým dlhšia je perióda zmeny jej jasnosti. Tento vzťah sa ukázal byť lineárny. Z toho, že všetci patrili do rovnakého systému, vyplývalo, že vzdialenosti k nim boli prakticky rovnaké. V dôsledku toho sa objavená závislosť súčasne ukázala ako závislosť medzi periódou P a absolútnou veľkosťou M (alebo svietivosťou L) pre cefeidy. Existencia vzťahu medzi periódou a absolútnou veľkosťou cefeíd hrá v astronómii významnú úlohu: vďaka nej sa určujú vzdialenosti k veľmi vzdialeným objektom, keď nie je možné použiť iné metódy.
Okrem cefeíd existujú aj iné druhy pulzujúce premenné hviezdy. Najznámejšie z nich sú hviezdy RR Lyrae, ktoré sa predtým nazývali krátkoperiodické cefeidy kvôli ich podobnosti s bežnými cefeidami. Hviezdy RR Lyrae sú obri spektrálnej triedy A, ktorých svietivosť prevyšuje svietivosť Slnka viac ako 100-krát. Periódy hviezd RR Lyrae sa pohybujú od 0,2 do 1,2 dňa a amplitúda zmien jasnosti dosahuje jednu magnitúdu. Ďalším zaujímavým typom pulzujúcich premenných je malá skupina hviezd typu β Cephei (alebo β Canis Major), patriaca najmä k obrom raných spektrálnych podtried B. Charakterom premenlivosti a tvarom svetelnej krivky sú tieto hviezdy pripomínajú hviezdy RR Lyrae a líšia sa od nich výnimočne malými zmenami amplitúdy. Periódy sa pohybujú v rozmedzí od 3 do 6 hodín a podobne ako u cefeid je tu závislosť periódy od svietivosti.
Okrem pulzujúcich hviezd s pravidelnou zmenou svietivosti existuje aj niekoľko typov hviezd, ktorých svetelné krivky sa menia. Medzi nimi sú Hviezdy typu RV Býk, ktorých zmeny svietivosti sú charakterizované striedaním hlbokých a plytkých miním, vyskytujúcich sa s periódou 30 až 150 dní a s amplitúdou 0,8 až 3,5 magnitúdy. Hviezdy RV Tauri patria medzi spektrálne typy F, G alebo K. Hviezdy typu m Cephei patria do spektrálnej triedy M a sú tzv červené polopravidelné premenné. Niekedy sa vyznačujú veľmi silnými nepravidelnosťami v zmene svietivosti, ktoré sa vyskytujú v priebehu niekoľkých desiatok až niekoľkých stoviek dní. Vedľa polopravidelných premenných v diagrame spektrum-svietivosť sú hviezdy triedy M, v ktorých nie je možné zistiť opakovateľnosť zmien svietivosti (nepravidelné premenné). Pod nimi sú hviezdy s emisnými čiarami v spektre, ktoré plynule menia svoju svietivosť vo veľmi dlhých časových intervaloch (od 70 do 1300 dní) a vo veľmi veľkých medziach. Pozoruhodným predstaviteľom tohto typu hviezd je o (omikrónová) Kita, alebo inak nazývaná Mira. Táto trieda hviezd sa nazýva dlhodobé premenné ako Mira Kita. Dĺžka periódy dlhoperiodických premenných hviezd kolíše okolo priemernej hodnoty v rozmedzí od 10 % v oboch smeroch.
Medzi trpasličími hviezdami s nižšou svietivosťou sú aj premenné rôznych typov, ktorých celkový počet je asi 10-krát menší ako počet pulzujúcich obrov. Tieto hviezdy prejavujú svoju premenlivosť v podobe periodicky sa opakujúcich výbuchov, ktorých povaha sa vysvetľuje rôznymi druhmi výronov hmoty alebo erupciami. Preto sa celá táto skupina hviezd spolu s novými hviezdami nazýva erupčné premenné. Stojí za zmienku, že medzi nimi sú hviezdy veľmi odlišnej povahy, a to v počiatočných štádiách ich vývoja a dokončovania ich životnej cesty. Mali by sa zvážiť najmladšie hviezdy, ktoré ešte nedokončili proces gravitačnej kontrakcie premenné typu τ (tau) Býk. Ide o trpaslíkov spektrálnych tried, najčastejšie F - G, vyskytujúcich sa vo veľkom počte napríklad v hmlovine Orión. Veľmi podobné sú im hviezdy typu RW Aurigae, patriace do spektrálnych tried od B po M. U všetkých týchto hviezd dochádza k zmene svietivosti tak nesprávne, že nie je možné stanoviť pravidelnosť.
Eruptívne premenné hviezdy špeciálneho typu, pri ktorých bol aspoň raz pozorovaný výbuch (náhly prudký nárast svietivosti) o sile 7-8 magnitúd, sa nazývajú tzv. Nový. Zvyčajne sa pri výbuchu novej hviezdy zdanlivá hviezdna magnitúda zníži o 10 m-13 m, čo zodpovedá zvýšeniu svietivosti o desať a stotisíckrát. Po výbuchu sú nové hviezdy veľmi horúcimi trpaslíkmi. V maximálnej fáze vzplanutia sa podobajú na veleobrov tried A - F. Ak bol výbuch tej istej novej hviezdy pozorovaný aspoň dvakrát, potom sa takýto nový nazýva opakovaný. Nárast svietivosti pri opakovaných novách je o niečo menší ako u typických nov. Celkovo je v súčasnosti známych asi 300 nových hviezd, z ktorých sa asi 150 objavilo v našej Galaxii a viac ako 100 - v hmlovine Andromeda. V známych siedmich opakovaných novách bolo celkovo pozorovaných asi 20 ohnísk. Mnohé (možno aj všetky) novy a opakované novy sú blízke dvojhviezdy. Po výbuchu novy často vykazujú slabú variabilitu. Zmena svietivosti novej hviezdy ukazuje, že pri výbuchu dochádza k náhlej explózii spôsobenej nestabilitou, ktorá v hviezde vznikla. Podľa rôznych hypotéz môže táto nestabilita u niektorých horúcich hviezd vzniknúť v dôsledku vnútorných procesov, ktoré podmieňujú uvoľňovanie energie vo hviezde, alebo vplyvom niektorých vonkajších faktorov.
supernovy
Supernovy sú hviezdy, ktoré vzplanú rovnakým spôsobom ako nové a dosahujú absolútne magnitúdy od -18 m do -19 m a maximálne dokonca -21 m. Supernovy majú zvýšenie svietivosti viac ako desiatky miliónov krát. Celková energia vyžarovaná supernovou počas záblesku je tisíckrát väčšia ako u nov. Fotograficky bolo zaznamenaných asi 60 výbuchov supernov v iných galaxiách a často sa ukázalo, že ich svietivosť je porovnateľná s integrálnou svietivosťou celej galaxie, v ktorej k výbuchu došlo. Podľa opisov skorších pozorovaní voľným okom sa zistilo niekoľko prípadov výbuchov supernov v našej Galaxii. Najzaujímavejšia z nich je Supernova z roku 1054, ktorá vybuchla v súhvezdí Býka a bola pozorovaná čínskymi a japonskými astronómami ako „hosťujúca hviezda“, ktorá sa náhle objavila, ktorá sa zdala jasnejšia ako Venuša a bola viditeľná aj cez deň. Aj keď je tento jav podobný výbuchu obyčajnej novy, líši sa od neho mierou, hladkou a pomaly sa meniacou svetelnou krivkou a spektrom. Charakterom spektra v blízkosti epochy maxima sa vyznačujú dva typy supernov. Veľkým záujmom sú tie rýchlo sa rozširujúce, ktoré sa vo viacerých prípadoch našli na mieste supernov I. typu. Najpozoruhodnejšia z nich je slávna Krabia hmlovina v súhvezdí Býka. Tvar emisných čiar tejto hmloviny naznačuje jej expanziu rýchlosťou asi 1000 km/s. Súčasné rozmery hmloviny sú také, že expanzia týmto tempom mohla začať nie viac ako pred 900 rokmi, t.j. práve včas na výbuch supernovy v roku 1054.
Pulzary
V auguste 1967 bola v anglickom meste Cambridge zaznamenaná kozmická rádiová emisia, ktorá prichádzala z bodových zdrojov vo forme jasných impulzov, ktoré nasledovali jeden za druhým. Trvanie jednotlivého impulzu pre takéto zdroje sa môže pohybovať od niekoľkých milisekúnd až po niekoľko desatín sekundy. Ostrosť impulzov a správnosť ich opakovaní umožňuje s veľkou presnosťou určiť periódy pulzácií týchto objektov, ktoré sú tzv. pulzary. Perióda jedného z pulzarov je približne 1,34 s, zatiaľ čo ostatné majú periódy od 0,03 do 4 s. V súčasnosti je známych asi 200 pulzarov. Všetky produkujú vysoko polarizované rádiové vyžarovanie v širokom rozsahu vlnových dĺžok, ktorých intenzita so zvyšujúcou sa vlnovou dĺžkou strmo narastá. To znamená, že žiarenie má netepelnú povahu. Bolo možné určiť vzdialenosti mnohých pulzarov, ktoré sa ukázali byť v rozmedzí stoviek až tisícok parsekov, čo naznačuje relatívnu blízkosť objektov, ktoré zjavne patria do našej Galaxie.
Najznámejší pulzar, ktorá sa zvyčajne označuje číslom NP 0531, sa presne zhoduje s jednou z hviezd v strede Krabie hmloviny. Pozorovania ukázali, že s rovnakým obdobím sa mení aj optické žiarenie tejto hviezdy. Pri impulze hviezda dosiahne 13 m a medzi impulzmi nie je viditeľná. Rovnaké pulzácie z tohto zdroja zažíva aj röntgenové žiarenie, ktorého sila je 100-krát vyššia ako sila optického žiarenia. Zhoda jedného z pulzarov so stredom takého nezvyčajného útvaru, akým je Krabia hmlovina, naznačuje, že sú to práve objekty, na ktoré sa po vzplanutí premenia supernovy. Ak výbuchy supernov naozaj končia vznikom takýchto objektov, potom je dosť možné, že pulzary sú neutrónové hviezdy.V tomto prípade s hmotnosťou asi 2 hmotnosti Slnka by mali mať polomery asi 10 km. Pri stlačení do takýchto rozmerov sa hustota hmoty stáva vyššou ako jadrová a rotácia hviezdy sa zrýchľuje na niekoľko desiatok otáčok za sekundu. Zdá sa, že časový interval medzi po sebe nasledujúcimi impulzmi sa rovná perióde rotácie neutrónovej hviezdy. Potom sa pulzácia vysvetľuje prítomnosťou nepravidelností, zvláštnych horúcich miest, na povrchu týchto hviezd. Tu je vhodné hovoriť o „povrchu“, keďže pri takých vysokých hustotách sa látka svojimi vlastnosťami približuje pevnému telesu. Neutrónové hviezdy môžu slúžiť ako zdroje energetických častíc, ktoré neustále vstupujú do pridružených hmlovín, ako je Krabia hmlovina.
foto: Rádiová emisia z Krabie hmloviny