değişken yıldızlar
Değişken yıldızlar, parlaklıkları değişen yıldızlardır. Yıldızlar değişkendir ve fiziksel olarak değişkendir. İlk durumda, yıldızın kendisi parlaklığını değiştirmez, sadece bir yıldız hareket ederken diğerini kaplar ve gözlemci yıldızın parlaklığında bir değişiklik görür. Bu yıldızlar Algol'u (Perseus takımyıldızı) içerir.
Fiziksel değişkenler, yıldızın kendisinde meydana gelen fiziksel süreçlerin bir sonucu olarak parlaklıklarını nispeten kısa sürelerde değiştiren yıldızlar olarak adlandırılır. Değişkenliğin doğasına bağlı olarak, püsküren değişkenler ve püsküren değişkenler, püsküren değişkenlerin özel bir durumu olan yeni ve süpernovaların yanı sıra pulsarlar ve yakın ikili yıldızlar (maddenin bir bileşenden diğerine akışı ile) vardır. Fiziksel olarak değişen on binlerce yıldız artık biliniyor.
Tutulan değişkenler de dahil olmak üzere tüm değişen yıldızlar, daha önce Yunan alfabesinin bir harfi ile belirtilmemişse özel atamalara sahiptir. Her takımyıldızın ilk 334 değişen yıldızı, Latin alfabesi R, S, T, ..., Z, RR, RS, ... ..., RZ, SS, ST, .. ., SZ, ..., ZZ, AA, .... AZ, ..., QQ, ..., QZ karşılık gelen takımyıldızın adının eklenmesiyle (örneğin RR Lyr). Aşağıdaki değişkenler V 335, V 336, vb. olarak adlandırılmıştır. (örn. V 335 Cyg)
Şimdi fiziksel olarak değişen yıldızların bilinen tüm sınıflarını ele alalım.
Sefeidler. Cepheidler, ışık eğrisinin özel bir şekli ile karakterize edilen fiziksel değişken yıldızlardır. Görünen yıldız büyüklüğü zamanla düzgün ve periyodik olarak değişir ve yıldızın parlaklığındaki birkaç kez (genellikle 2'den 6'ya) bir değişikliğe karşılık gelir. Polaris, Cepheidlere aittir. Parlaklığını oldukça önemsiz sınırlar içinde değiştirdiği uzun zamandır keşfedilmiştir.
Bu yıldız sınıfı, tipik temsilcilerinden biri olan yıldız d Cephei'nin adını almıştır.
Sefeidler, F ve G sınıflarının devlerine ve üstdevlerine aittir. Bu durum, yıldız sistemimizin sınırlarının çok ötesinde olan Galaksi de dahil olmak üzere, büyük mesafelerden gözlemlenmelerini sağlar.
Dönem, Cepheidlerin en önemli özelliklerinden biridir. Verilen her yıldız için, yüksek derecede doğrulukla sabittir, ancak farklı Cepheidler için dönemler çok farklıdır (bir günden birkaç on güne kadar).
Görünen büyüklükle eş zamanlı olarak, Sefeidlerin spektrumu ortalama olarak bir spektral sınıf içinde değişir.Bu, Sefeidlerin parlaklığındaki bir değişikliğe, atmosferlerinin sıcaklığındaki ortalama 1500 ° bir değişiklik eşlik ettiği anlamına gelir.
Cepheidlerin tayfında, tayf çizgilerinin kaymasından dolayı radyal hızlarda periyodik bir değişim bulundu. Çizgilerin kırmızı tarafa en büyük kayması minimumda ve maviye - maksimum parlaklıkta gerçekleşir. Böylece yıldızın yarıçapı da periyodik olarak değişir.
D tipi Cephei yıldızları, esas olarak yıldız sistemimizin ana düzlemi olan Galaksi'nin yakınında bulunan genç nesnelerdir. Küresel yıldız kümelerinde bulunan Sefeidler daha yaşlıdır ve biraz daha az aydınlıktır. Bunlar daha az kütlelidir ve bu nedenle Sefeid aşamasına ulaşmış olan daha yavaş evrimleşen yıldızlardır. Başak W yıldızları olarak adlandırılırlar.
Sefeidlerin açıklanan gözlemlenen özellikleri, bu yıldızların atmosferlerinin düzenli titreşimler yaşadığını göstermektedir. Sonuç olarak, uzun süre sabit bir seviyede özel bir salınım sürecini sürdürmek için koşullara sahiptirler.
Güneş gibi bir yıldızın mekanik salınım periyodu yaklaşık üç saattir. Güneş gerçekten 2-3 saatten daha kısa periyotlarla çok zayıf titreşimlere sahiptir. Ancak bu titreşimlerin Sefeidlerde olduğu gibi önemli genliklere ulaşabilmesi için bu salınımlara enerji sağlayan belli bir mekanizmanın olması gerekir.
Şu anda, bu enerjinin yıldızın radyasyonundan kaynaklandığına ve yıldızın dış katmanlarının opaklığının iç katmanlardan gelen radyasyonun bir kısmını geciktirdiği zaman, bir tür valf mekanizması nedeniyle salınımların birikmesinin meydana geldiğine inanılmaktadır. .
Hesaplamalar, aslında, böyle bir valfin rolünün, helyumun kısmen iyonize olduğu (hidrojen ve diğer elementlerin neredeyse tamamen iyonize olduğu) yıldızın katmanı tarafından oynandığını göstermektedir. Nötr helyum, yıldızın gazı tutan ve ısıtan ultraviyole radyasyonuna karşı opaktır. Bu ısınma ve neden olduğu genleşme helyumun iyonlaşmasına katkıda bulunur. katman şeffaf hale gelir, çıkış radyasyon akısı artar. Ancak bu, helyumun tekrar nötr hale gelmesi ve tüm sürecin tekrarlanması nedeniyle soğutma ve sıkıştırmaya yol açar.
Bu mekanizmanın uygulanması için, yoğunluğun zaten oldukça yüksek olduğu yıldızın yüzeyinin altında belirli bir derinlikte, helyumun iyonlaşması için gerekli sıcaklığa ulaşılması gerekir. Bu, yalnızca belirli etkili sıcaklık değerlerine sahip yıldızlar için mümkündür, yani. parlaklıklar. Sonuç olarak, titreşimler yalnızca belirli yıldızlar için mümkündür.
Sefeidler için kütle ile parlaklık arasında bir ilişki olduğunu varsayarsak, o zaman bu ilişkiden yola çıkarak periyot ile parlaklık arasındaki varlığı ve ilişkiyi beklememiz gerekir.
Böyle bir bağımlılığın varlığı, Sefeid titreşimlerinin doğası açıklığa kavuşturulmadan çok önce kuruldu. Bize en yakın yıldız sistemlerinden birinde (Küçük Macellan Bulutu'nda) Sefeidleri incelerken, Sefeid'in görünen büyüklüğü ne kadar küçükse (yani ne kadar parlak görünüyorsa), parlaklığının değişim süresinin o kadar uzun olduğu fark edildi. . Bu ilişkinin lineer olduğu ortaya çıktı. İncelenen tüm yıldızların aynı sisteme ait olduğu gerçeğinden, onlara olan mesafelerin neredeyse aynı olduğu ortaya çıktı. Bu nedenle, keşfedilen bağımlılığın aynı anda, Sefeidler için P periyodu ile mutlak büyüklük M (veya parlaklık L) arasında bir bağımlılık olduğu ortaya çıktı.
Bu bağımlılığın sıfır noktasını belirlemedeki ana zorluk, bilinen Sefeidlerin hiçbirine olan mesafelerin trigonometrik olarak belirlenememesi ve çok daha az güvenilir dolaylı yöntemlerin kullanılması gerektiğidir.
Dönem ile Sefeidlerin mutlak büyüklüğü arasında bir ilişkinin varlığı astronomide son derece önemli bir rol oynar: diğer yöntemlerin uygulanamadığı durumlarda çok uzak nesnelere olan mesafeleri belirler.
Sefeidlere ek olarak, titreşen değişen yıldızların başka türleri de vardır. Aralarında en ünlüsü RR Lyra yıldızları, özelliklerinin sıradan Cepheidlerle benzerliğinden dolayı eskiden kısa dönemli Sefeidler olarak adlandırılırdı. RR Lyrae yıldızları, tayf sınıfı A'nın devleridir. Hertzsprung-Russell diyagramında, bu türdeki tüm yıldızlar için neredeyse aynı parlaklığa karşılık gelen, Güneş'in yüz katından fazla parlaklığa karşılık gelen çok dar bir bölümü kaplarlar. RR Lyrae yıldızlarının periyotları 0,2 ile 1,2 gün arasında değişmektedir. Parlaklıktaki değişimin genliği bir yıldız büyüklüğüne ulaşır.
Dalgalanan değişkenlerin ilginç bir türü küçük gruptur. Cephei b-tipi yıldızlar(veya tip b Canis Major), esas olarak erken spektral alt sınıf B'nin devlerine aittir (ortalama sınıf B2-3). Hertzsprung-Russell diyagramında, ana dizinin sağ üst köşesinde bulunurlar. Değişkenliğin doğası ve ışık eğrisinin şekli gereği, bu yıldızlar RR Lyrae yıldızlarına benzerler ve onlardan 0,2 m'den fazla olmayan istisnai derecede küçük bir büyüklük değişikliği genliği ile farklılık gösterirler. Periyotlar 3 ile 6 saat arasında olup, Sefeidlerde olduğu gibi, periyodun aydınlığa bağımlılığı vardır. Radyal hız eğrilerinin genellikle faz, şekil ve genlik açısından değiştiği ortaya çıkar.
Parlaklıkta düzenli bir değişime sahip titreşen yıldızlara ek olarak, ışık eğrileri değişen bir dizi yıldız türü vardır. Aralarında öne çıkıyor Karavan tipi yıldızlar Boğa parlaklık değişikliklerinin, 30 ila 150 günlük bir süre ve 0.8 ila 3.5 büyüklük genliği ile meydana gelen derin ve sığ minimumların bir değişimi ile karakterize edildiği. RV Boğa türü yıldızlar, F, G veya K tayf sınıflarına aittir. Birçoğunun tayfında maksimum çağa yakın parlak emisyon çizgileri ve minimuma yakın titanyum soğurma bantları vardır. Bu, RV Tauri yıldızlarının spektrumunun hem erken tayfsal sıcak yıldız türlerinin hem de geç soğuk yıldızların özelliklerini birleştirdiğini gösterir. RV Tauri yıldızları, Cepheidler ile diğer titreşimli değişken türleri arasında bir ara bağlantıdır.
m Cephei tipi yıldızlar M spektral sınıfına aittir ve kırmızı yarı düzenli değişkenler olarak adlandırılır. Bazen, birkaç on ila birkaç yüz günlük bir süre boyunca meydana gelen, parlaklıktaki değişimde çok güçlü düzensizlikler ile ayırt edilirler.
Spektrum parlaklık diyagramında yarı düzenli değişkenlerin yanında M sınıfı yıldızlar parlaklık değişikliklerinin tekrarlanabilirliğini tespit etmenin mümkün olmadığı (yanlış değişkenler). Altlarında, parlaklıklarını çok uzun zaman aralıklarında (70 ila 1300 gün arasında) ve çok büyük sınırlar içinde (10m'ye kadar) düzgün bir şekilde değiştiren spektrumda emisyon çizgileri olan yıldızlar vardır. Bu tür yıldızların dikkate değer bir temsilcisi "omicron" (o) Kita veya başka bir şekilde adlandırıldığı gibi Mira'dır (Harika). Alman astronom D. Fabricius tarafından keşfedildi. 1596'da gökyüzünde görüldü, sonra kayboldu ve sadece 1609'da ortaya çıktı.
Dünya yıldızına göre, tüm bu yıldız sınıfına Mira Ceti tipinin uzun dönemli değişkenleri veya Mirids denir. Mirida- boyutundaki dalgalanmalar nedeniyle parlaklığı değişen titreşimli yıldızlar. Bu yıldızların spektrumları her zaman hidrojen (maksimumda) veya metal (minimumdan önce) emisyon çizgileri içerir. Uzun periyotlu değişen yıldızların periyot uzunluğu, her iki yönde de %10'luk ortalama değer etrafında dalgalanır.
Dikkate alınan titreşimli değişken grupları, artan titreşim periyodu (veya döngüsü) süresiyle tek bir yıldız dizisini oluşturur. Bu dizi, belirli bir uzay hacminde yer alan belirli bir periyot değerine sahip çeşitli türlerdeki yıldızların sayısını hesaba katarsak özellikle net bir şekilde ortaya çıkar. Titreşimli değişkenlerin çoğu 0d.2'ye (RR Lyra tipi), 0d.5 ve 5d'ye (Cepheids), 15d'ye (Başak W tipi Cepheidler), l00d'ye (yarı düzenli) ve 300d'ye (uzun dönemli değişkenler) yakın periyotlara sahiptir. . Bütün bu yıldızlar
devlere aittir, yani. yıldızların evrimi hakkındaki modern fikirlere göre, ana dizide olma aşamasını geçen nesnelere.
Evrimin diğer yolu, sağdaki Hertzsprung-Russell diyagramındaki harekete karşılık gelir. Bu durumda, ana dizinin üst kısmındaki tüm yıldızlar yukarıda bahsedilen kararsızlık şeridini geçmeli ve büyük kütleli yıldızlar bunu iki kez geçmeli ve üzerinde daha uzun süre kalmalıdır.
Sefeidlerin kararsızlık özelliğine ek olarak, Hertzsprung-Russell diyagramında diğer titreşimli değişkenlere karşılık gelen başka kararsızlık bölgeleri de olabilir. Bu nedenle, titreşimler büyük olasılıkla yıldız evriminin bazı aşamalarını ayırt eden doğal bir fenomendir.
Daha düşük parlaklığa sahip yıldızlar (cüceler) arasında, bilinen toplam sayısı titreşen devlerin sayısından yaklaşık 10 kat daha az olan çeşitli türlerde değişkenler de vardır. Hepsi değişkenliklerini, çeşitli madde emisyonları - patlamalar ile açıklanabilen tekrarlanan flaşlar şeklinde gösterir. Bu nedenle, tüm bu yıldız grubuna, yeni yıldızlarla birlikte denir. patlamalı değişkenler.
Bununla birlikte, en çeşitli nitelikteki yıldızların hem evrimlerinin ilk aşamalarında hem de yaşam yollarını tamamlarken burada oldukları akılda tutulmalıdır.
Görünüşe göre yerçekimi büzülme sürecini henüz tamamlamamış en genç yıldızlar dikkate alınmalıdır. T Boğa tipi değişkenler(T Tau). Bunlar, spektrumdaki emisyon çizgileri güneş kromosferinin parlak çizgilerine benzeyen, çoğunlukla F-G olan spektral sınıfların cüceleridir. Örneğin Orion Bulutsusu'nda çok sayıda bulunurlar.
Onlara çok benzer RW Aurigae gibi yıldızlar(RW Aur), B'den M'ye kadar spektral sınıflara aittir. Tüm bu yıldızlar için parlaklıktaki değişim o kadar düzensizdir ki hiçbir düzenlilik kurulamaz. Kaotik parlaklık değişimleri, amplitüdlerde 3m'ye, bazen 1m'ye kadar çıkabilmektedir.
T Tauri yıldızları çoğunlukla gruplar halinde, özellikle büyük gaz ve toz bulutsuları içinde bulunur. Küçük parlak bulutsular da doğrudan bu yıldızların çevresinde gözlenir, bu da içlerinde geniş gazlı kabukların varlığını gösterir. Yıldızın kütleçekimsel büzülme süreciyle bağlantılı olarak bu kabuklardaki maddenin hareketi, görünüşe göre onun kaotik değişkenliğinin nedenidir. T Tauri yıldızlarının zaten yıldız olarak kabul edilebilecek en genç oluşumlar olduğu sonucu çıkıyor. Daha genç nesneler bile biliniyor - kızılötesi radyasyon kaynakları. Ancak bunlar henüz yıldızlar değil, yıldız öncesi cisimlere (protostarlar) dönüşen gaz-toz bulutlarıdır.
UV Ceti parlama yıldızları her zaman T Boğa tipi değişkenlerin olduğu alanlarda meydana gelir. Bunlar, K ve M spektral sınıflarının cüceleridir. Ayrıca tayflarında kalsiyum ve hidrojen emisyon hatlarına sahiptirler. Epizodik parlamalar sırasında parlaklıkta olağanüstü hızlı bir artış ile ayırt edilirler: bir dakikadan daha kısa sürede radyasyon akışı on kat artabilir. Bundan sonra yarım saat veya bir saat içinde eski haline döner. Parlama sırasında, emisyon çizgilerinin parlaklığı da artar. Fenomenin doğası, Güneş'teki kromosferik bir parlamayı güçlü bir şekilde andırır, ancak bu, çok daha büyük bir ölçekte farklılık gösterir. UV Ceti yıldızları büyük olasılıkla yerçekimi daralmasının son aşamalarındadır.
Be-tipi yıldızlar. Devasa, hızla gelişen yıldızları, evrimin ilk aşamalarında yakalamak çok daha zordur. Bununla birlikte, ağırlıklı olarak hızlı dönen B sınıfı sıcak yıldızlar arasında, genellikle hidrojen, bazen helyum ve diğer elementlere ait emisyon çizgilerine sahip yıldızlar bulunur. Kural olarak, bu tür yıldızlar değişken spektrumlarla ayırt edilirler ve parlaklıklarını 0.1m-0.2m arasında değiştirirler ve bu değişiklikler doğaları gereği düzensizdir ve görünüşe göre hızlı dönüşün neden olduğu maddenin dışarı akışıyla ilişkilidir. Be yıldızlarının kütleleri 10M¤ mertebesindedir. Görünüşe göre, bunlar yakın zamanda oluşturulmuş genç nesneler.
Wolf-Rayet tipi yıldızlar(WR ile gösterilir) Galaksimizdeki en parlak nesnelere ait küçük bir yıldız grubu oluşturur. Ortalama olarak mutlak büyüklükleri -4m'dir ve bilinen toplam sayıları 200'ü geçmez. WR tipi yıldızların tayfları, iyonlaşma potansiyeli yüksek atomlara ve iyonlara ait geniş parlak çizgilerden oluşur (H, 1 He, 2 He, 3 C, 3 N , 3 O, vb.) güçlü bir sürekli arka plan üzerine bindirilmiş. Spektral çizgilerin şekli, bu yıldızları çevreleyen kabukların ivme ile meydana gelen genişlemesini gösterir. Çizgilerde yayılan enerji, sürekli spektrumdaki enerji ile karşılaştırılabilir. Kaynağı, etkin sıcaklığı 100.000 K'ye ulaşan çok sıcak bir yıldızın güçlü ultraviyole radyasyonudur! Bu tür sıcak radyasyonun ışık basıncı, görünüşe göre, WR-tipi yıldızların atmosferlerinde atomların gözlemlenen hızlandırılmış hareketinin nedenidir. Be yıldızları gibi, bunlar genç nesnelerdir, genellikle ikili sistemlerdir.
Sıkıştırma veya genişleme süreçleri ile birlikte, bir yıldızın parlaklığı, yüzeyinde karanlık ve açık noktalar oluşması nedeniyle değişebilir. Kendi ekseni etrafında dönen yıldız, gözlemciye ya aydınlık ya da karanlık bir tarafla döner. Bazı yıldızlarda karanlık noktalar geniş alanları kaplar, bu nedenle değişkenlik fark edilir hale gelir. Güneş'te, karanlık noktaların sayısı da periyodik olarak artar. Güneş'in görünür diskinden karanlık noktalar geçtiğinde, Dünya'ya daha az ışık girdiği tespit edilmiştir. Yani Güneş benekli bir değişken yıldız olarak kabul edilebilir.
Yeni yıldızlar."Yeni" yıldız terimi, yeni oluşan bir yıldızın ortaya çıkması anlamına gelmez, ancak bazı yıldızların değişkenliğinde yalnızca belirli bir aşamayı yansıtır. Yeni yıldızlara, en az bir kez en az 7-8 kadir parlaklıkta (parlama) ani ve keskin bir artış gözlemlenen özel tipte püsküren değişken yıldızlar denir. Çoğu zaman, bir parlama sırasında, görünen yıldız büyüklüğü 10m-13m azalır, bu da parlaklıkta onlarca ve yüz binlerce kez bir artışa karşılık gelir. Ortalama olarak, maksimumdaki mutlak büyüklük 8,5 m'ye ulaşır. Patlamadan sonra, yeni yıldızlar çok sıcak cücelerdir. Maksimum parlama aşamasında, A-F spektral tiplerinin üstdevleri gibi görünürler.
Gözlemlerin gösterdiği gibi, her yıl Galaksimizde yaklaşık yüz yeni yıldız parlıyor.
Aynı yeni yıldızın patlaması en az iki kez gözlendiyse, böyle bir yenisine tekrarlanan denir. Tekrarlanan novalarda, kural olarak, parlaklıktaki artış, tipik novalardan biraz daha azdır.
Bir patlamadan sonra, novalar genellikle zayıf değişkenlik gösterir.
Yeni yıldızların ışık eğrileri, tüm fenomenleri birkaç aşamaya ayırmayı mümkün kılan özel bir forma sahiptir. Parlaklıktaki ilk artış çok hızlı gerçekleşir (2-3 gün), ancak maksimumdan kısa bir süre önce parlaklıktaki artış biraz yavaşlar (son artış). Maksimumdan sonra parlaklık azalır, yıllarca sürer. İlk üç kadirdeki parlaklık düşüşü genellikle düzgündür. Bazen ikincil maksimumlar vardır. Bunu, parlaklıkta başka bir üç büyüklük kadar yumuşak bir azalma veya dalgalanmaları ile ayırt edilen bir geçiş aşaması takip eder. Bazen parlaklıkta keskin bir düşüş olur, ardından önceki değere yavaş bir dönüş olur. Parlaklıktaki son düşüş oldukça kademeli. Sonuç olarak, yıldız patlamadan öncekiyle aynı parlaklığı elde eder.
Yeni bir yıldızın parlaklığındaki değişimin tarif edilen resmi, patlama sırasında yıldızda ortaya çıkan kararsızlığın neden olduğu ani bir patlama olduğunu göstermektedir. Çeşitli hipotezlere göre bu kararsızlık, bazı sıcak yıldızlarda, yıldızdaki enerji salınımını belirleyen içsel süreçlerin bir sonucu olarak veya bazı dış faktörlerin etkisiyle ortaya çıkabilir.
Bir nova patlamasının olası bir nedeni, tüm bu tür yıldızların ait olduğu yakın ikili sistemlerin bileşenleri arasındaki madde alışverişidir. Bir çiftte, bir yıldız kural olarak bir ana dizi yıldızı, ikincisi beyaz bir cücedir. Normal bir yıldız, beyaz bir cücenin etkisiyle güçlü bir şekilde deforme olur. Ondan gelen plazma beyaz cücenin üzerine akmaya başlar ve etrafında parlak bir disk oluşturur. Madde beyaz cücenin üzerine düştüğünde, yüksek sıcaklık ve yoğunluğa sahip bir gaz tabakası ortaya çıkar, protonların çarpışması termonükleer bir reaksiyona neden olur. Beyaz cücenin yüzeyindeki bu termonükleer patlama, biriken zarfın dışarı çıkmasına neden olur. Gözlemci, kabuğun parıltısını yeni bir yıldızın parlaması olarak görür. Bir nova patlaması sırasında açığa çıkan toplam enerji miktarı 10 45 -10 46 erg'i aşıyor. Güneş on binlerce yıl boyunca çok fazla enerji yayar! Bununla birlikte, bu, yıldızın tüm termonükleer enerjisinin rezervlerinden önemli ölçüde daha azdır. Bu temelde, yeni bir yıldızın patlamasına genel yapısında bir değişiklik eşlik etmediği, sadece yüzey katmanlarını etkilediğine inanılmaktadır.
Patlamadan kaynaklanan gazın ısınmasının sonucu, maddenin yıldız tarafından fırlatılmasıdır, bu da dış katmanların ondan ayrılmasına yol açar - 10 -4 -10 -5 M¤ kütleli kabuklar. Bu kabuk, birkaç yüz ila 1500-2000 km/sn arasında muazzam bir hızla genişliyor. Yıldız onu çabucak tutuyor ve sonuç olarak kendi etrafında bir bulutsu oluşturuyor. Genişleyen gazlı bulutsular, bize en yakın novaların neredeyse tamamının çevresinde bulundu.
Patlamanın ilk aşamalarında, genişlemenin bir sonucu olarak kabuk yarıçapı yüzlerce kez arttığında, yıldızın dış katmanlarının yoğunluğu ve sıcaklığı azalır. Başlangıçta, sıcak O sınıfı bir yıldız, A-F sınıfı bir spektrum elde eder. Ancak soğumaya rağmen, gazların güçlü parıltısı ve zarf yarıçapındaki artış nedeniyle yıldızın toplam parlaklığı hızla artar. Bu nedenle, maksimumdan kısa bir süre önce, yeni yıldız bir süperdevin spektrumuna sahiptir.
Bu aşamada, nova spektrumu, A veya F sınıfı süperdevlerin (aralarında hidrojen çizgilerinin öne çıktığı dar çizgiler) doğasında bulunan tüm özelliklere sahiptir. Bununla birlikte, premaksimal olarak adlandırılan bu spektrumun önemli bir özelliği, soğurma çizgilerinin, yayan maddenin bize saniyede birkaç on veya yüzlerce kilometre hızla yaklaşmasına karşılık gelen, menekşeye güçlü bir kaymasıdır. Şu anda, yenisinin bu aşamada sahip olduğu yoğun kabuğun genişlemesi var.
Maksimumda, spektrumun şekli keskin bir şekilde değişir. Sözde ana spektrum belirir. Çizgileri, yaklaşık 1000 km/sn'lik bir genişleme hızına karşılık gelen bir miktarda menekşeye kaydırılır. Spektrumdaki bu değişikliğin nedeni, genişledikçe kabuğun incelmesi ve dolayısıyla daha şeffaf hale gelmesiyle ilgilidir. Bu nedenle, çok daha hızlı hareket eden daha derin katmanları görünür hale gelir. Maksimumdan hemen sonra, novanın spektrumunda, esas olarak hidrojen, demir ve titanyuma ait bantlar şeklinde, parlak, çok geniş emisyon çizgileri belirir. Bu bantların her biri, ana spektrumun karşılık gelen mor-kaydırmalı absorpsiyon çizgisinden aynı çizginin kaydırılmamış konumuna kadar spektrumun tüm aralığını kaplar. Bu, kabuğun, olası tüm hızlara sahip, çeşitli katmanlarının görülebildiği kadar ince hale geldiği anlamına gelir.
Parlaklıktaki bu azalma yaklaşık 1 m olduğunda, hidrojen ve iyonize metallerin güçlü bir şekilde bulaşmış absorpsiyon çizgilerinden ve ayrıca özel parlak bantlardan oluşan bir dağınık kıvılcım tayfı ortaya çıkar. Yayılmış kıvılcım spektrumu, yoğunluğu giderek artan ana spektrum üzerine bindirilir. Gelecekte, sıcak B sınıfı yıldızların özelliği olan sözde orion tayfı buna eklenir.Yaygın kıvılcım ve ardından Orion tayfının ortaya çıkması, maddenin yıldız tarafından giderek daha derinden ve daha sıcaktan giderek artan bir hızla fırlatıldığını gösterir. katmanlar.
Geçiş aşamasının başlangıcında, dağınık kıvılcım spektrumu kaybolur ve orionlar maksimum yoğunluklarına ulaşır. İkincisi de kaybolduktan sonra, yeni yıldızın geniş absorpsiyon bantlarıyla geçen sürekli spektrumunun arka planına karşı, nadir gazlı bulutsuların (bulutsu aşaması) spektrumlarında gözlenen emisyon çizgileri ortaya çıkar ve yavaş yavaş artar. Bu, kabuk malzemesinin daha da güçlü bir seyrekleşmesini gösterir.
süpernova. Süpernovalar, yenileri gibi parlayan ve -18m'den -19m'ye ve hatta -21m'ye kadar maksimum mutlak büyüklüklerine ulaşan yıldızlardır. Parlaklıktaki artış 19m'den fazla, yani on milyonlarca kez gerçekleşir. Bir süpernovanın patlaması sırasında yaydığı toplam enerji, novalardan binlerce kat daha fazla olan 10 48 -10 49 erg'i aşıyor.
Süpernovalar, kütlesinin çoğu 10.000 km / s'ye varan hızlarda uçtuğunda ve geri kalanı süper yoğun bir nötron yıldızına sıkıştırıldığında, bir yıldızın patlamasının bir sonucu olarak oluşur.
Diğer galaksilerdeki yaklaşık 60 süpernova patlaması fotografik olarak kaydedildi ve parlaklıklarının çoğu zaman patlamanın meydana geldiği tüm galaksinin bütünsel parlaklığı ile karşılaştırılabilir olduğu ortaya çıktı. Süpernovalar, Güneş'ten 8-10 kat daha büyük kütleli, nötron yıldızlarını doğuran ve yıldızlararası ortamı ağır elementlerle zenginleştiren yıldızların ömrünün sonudur.
Çıplak gözle yapılan daha önceki gözlemlerin açıklamalarına göre, Galaksimizde birkaç süpernova patlaması vakası tespit etmek mümkündü. Bunlardan en ilginç olanı, Toros takımyıldızında alevlenen ve Çinli ve Japon gökbilimciler tarafından aniden ortaya çıkan, Venüs'ten daha parlak görünen bir "misafir yıldız" şeklinde gözlemlenen, yıllıklarda bahsedilen 1054 Süpernova'dır. gündüz bile görülüyordu.
1572'de benzer bir fenomenin başka bir gözlemi, Danimarkalı astronom Tycho Brahe tarafından çok daha ayrıntılı olarak tanımlandı. Cassiopeia takımyıldızında "yeni" bir yıldızın aniden ortaya çıkışı kaydedildi. Birkaç gün içinde parlaklığını hızla artıran bu yıldız, Venüs'ten daha parlak görünmeye başladı.
Yakında, radyasyonu yavaş yavaş zayıflamaya başladı ve yok oluşuna yoğunluktaki dalgalanmalar ve küçük flaşlar eşlik etti. İki yıl sonra çıplak gözle görülmeyi bıraktı.
1604 yılında Kepler tarafından Yılancı takımyıldızında bir süpernova gözlemlendi. Bu fenomen sıradan bir nova patlamasına benzese de, ölçeğinde, pürüzsüz ve yavaş değişen ışık eğrisi ve spektrumunda ondan farklıdır.
İki tür süpernova, maksimum çağa yakın spektrumun karakteri ile ayırt edilir.
Maksimuma yakın Tip I süpernovalar, hiçbir çizginin görünmediği sürekli bir spektrum ile ayırt edilir. Daha sonra, konumu bilinen herhangi bir spektral çizgiyle örtüşmeyen çok geniş emisyon bantları ortaya çıkar. Bu bantların genişliği, gazların 6000 km/s'ye varan bir hızda genişlemesine karşılık gelir. Bantların yoğunluğu, yapısı ve konumu genellikle zamanla değişir. Maksimumdan altı ay sonra, nötr oksijen spektrumu ile tanımlanabilen bantlar ortaya çıkar.
Tip II süpernovalarda, maksimum parlaklık, tip I süpernovalardan biraz daha azdır. Spektrumları, ultraviyole lüminesanstaki bir artışla ayırt edilir. Sıradan novaların spektrumlarında olduğu gibi, hidrojen, iyonize nitrojen ve diğer elementlerle tanımlanan absorpsiyon ve emisyon çizgileri sergilerler.
Birçok durumda patlayan Tip I süpernovaların yerinde bulunan, hızla genişleyen gazlı bulutsular büyük ilgi görüyor. Bunlardan en dikkat çekici olanı, Boğa takımyıldızındaki ünlü Yengeç Bulutsusu'dur. Bu bulutsunun emisyon çizgilerinin şekli, yaklaşık 1000 km/s'lik bir hızda genişlemesini gösterir. Bulutsunun şu anki boyutları, bu hızda genişlemenin 900 yıldan daha önce başlayamayacağı şekildedir, yani. tam 1054 süpernova patlaması çağında. Yengeç Bulutsusu'nun Çin kroniklerinde anlatılan "misafir yıldız" ile zaman ve konum bakımından çakışması, Boğa takımyıldızındaki bulutsunun bir süpernova patlamasının sonucu olma olasılığını akla getiriyor.
Yengeç Bulutsusu bir dizi dikkate değer özelliğe sahiptir:
1) görünür radyasyonun %80'inden fazlası sürekli spektruma düşer;
2) beyaz ışıkta amorf bir görünüme sahiptir;
3) iyonize metaller ve hidrojen (ikincisi daha zayıftır) çizgileriyle bulutsular için olağan emisyon spektrumu, tek tek filamentler tarafından yayılır;
4) radyasyon polarize ve bulutsunun bazı bölgelerinde neredeyse tamamen;
5) Yengeç Bulutsusu, Galaksimizde en güçlü radyo emisyon kaynaklarından biridir.
Yengeç Bulutsusu'nun bu ilginç özellikleri için olası bir açıklama aşağıdaki gibidir. 1054 Süpernova patlaması sırasında, büyük kinetik enerjilere (göreceli elektronlar) sahip olan serbest elektronlar çok sayıda ortaya çıkmaya başladı. Işık hızına yakın hızlarda hareket ederler. Bu kadar güçlü bir parçacık ivmesinin süreçleri şu anda devam ediyor. Hem spektrumun görünür bölgesinde hem de radyo aralığında sürekli radyasyon, zayıf manyetik alanların kuvvet çizgileri etrafında bir spiral içinde hareket ederken göreli elektronların yavaşlaması nedeniyle ortaya çıkar. Bu tür radyasyon, gerçekte gözlemlenen polarize edilmelidir.
Galaksimizde diğer süpernovaların patlama bölgelerinde de zayıf bulutsular ve çeşitli güçlerin radyo emisyon kaynakları keşfedildi.
Yakın zamana kadar, bir süpernova patlaması fenomeninin çoktan sona ermesine rağmen, Yengeç Bulutsusu'nda sürekli bir yeni göreli elektron akışının nasıl meydana geldiği tamamen belirsizdi. Soru, ancak tamamen yeni nesneler keşfedildikten sonra netleşmeye başladı.
Pulsarlar. Ağustos 1967'de Cambridge'de (İngiltere), nokta kaynaklardan kesinlikle ardışık net darbeler şeklinde yayılan kozmik radyo emisyonu kaydedildi. Bu tür kaynaklar için tek bir darbenin süresi, birkaç milisaniyeden saniyenin birkaç onda birine kadar değişir. Darbelerin keskinliği ve tekrarlarının olağanüstü düzenliliği, pulsar adı verilen bu nesnelerin titreşim periyodlarını çok yüksek bir doğrulukla belirlemeyi mümkün kılar. Pulsarlardan birinin periyodu 1.337301133 sn, diğerlerinin periyodu 0.03 ile 4 sn arasında değişmektedir. Şu anda, yaklaşık 200 pulsar bilinmektedir. Hepsi geniş bir dalga boyu aralığında yüksek derecede polarize radyo emisyonu üretir ve yoğunluğu artan dalga boyu ile dik bir şekilde artar. Bu, radyasyonun termal olmayan bir yapıya sahip olduğu anlamına gelir. Yüzlerce ila binlerce parsek aralığında olduğu ortaya çıkan birçok pulsarın mesafelerini belirlemek mümkün oldu. Bu nedenle, bunlar açıkça bizim Galaksimize ait olan nispeten yakın nesnelerdir.
Genellikle NP 0531 sayısı ile gösterilen en dikkat çekici pulsar, Yengeç Bulutsusu'nun merkezindeki yıldızlardan biriyle tam olarak örtüşmektedir. Özel gözlemler, bu yıldızın optik radyasyonunun da aynı periyotla değiştiğini göstermiştir. Bir dürtüde yıldız 13m'ye ulaşır ve darbeler arasında görünmez. Bu kaynaktan gelen aynı titreşimler, gücü optik radyasyonun gücünden 100 kat daha yüksek olan X-ışını radyasyonu ile de yaşanır.
Atarcalardan birinin, Yengeç Bulutsusu gibi olağandışı bir oluşumun merkeziyle çakışması, bunların yalnızca süpernovaların parlamalardan sonra dönüştüğü nesneler olduğunu gösteriyor. Modern kavramlara göre, bir süpernova patlaması, olası tüm nükleer enerji kaynakları tükendikten sonra, süper yoğun bir duruma geçişi sırasında büyük miktarda enerjinin salınmasıyla ilişkilidir.
Yeterince kütleli yıldızlar için en kararlı durum, protonların ve elektronların nötronlara füzyonu ve sözde nötron yıldızının oluşumudur. Süpernova patlamaları gerçekten bu tür nesnelerin oluşumuyla sonuçlanıyorsa, o zaman pulsarların nötron yıldızları olması çok olasıdır.Bu durumda, 2M¤ mertebesinde bir kütleye sahip olmaları ve yarıçapları yaklaşık 10 km olmalıdır. Bu tür boyutlara sıkıştırıldığında, maddenin yoğunluğu nükleer olandan daha yüksek olur (10 6 t/cm3'e kadar) ve açısal momentumun korunumu yasası nedeniyle yıldızın dönüşü birkaç düzine hızlanır. saniyedeki devir sayısı. Bir nötron yıldızının yüzeyinde nötronlar, protonlara ve elektronlara bozunur. Güçlü bir alan elektronları ışık hızına yakın bir hıza hızlandırır ve uzaya uçarlar. Elektronlar, yıldızı yalnızca manyetik kuvvet çizgilerinin çıktığı manyetik kutup bölgelerinde bırakır. Yıldızın manyetik ekseni dönme ekseni ile örtüşmüyorsa, radyasyon ışınları yıldızın dönme periyoduna eşit bir periyotla dönecektir. Yani pulsar adı tamamen doğru değil: yıldızlar titreşmiyor, dönüyor.
Bazı pulsarların, pulsarla ilişkili manyetik alanın geciktirici etkisinden kaynaklanan ve bunun sonucunda dönme enerjisinin radyasyona dönüştürüldüğü, periyotlarda yavaş bir artış (10 3 -10 7 yılda iki katına çıktığı) bulunmuştur. . Bununla birlikte, muhtemelen yıldızın yüzeyinde bazen soğudukça meydana gelen keskin bir yeniden yapılanmayı yansıtan dönemlerde ani azalmalar gözlemlendi.
Radyo pulsarlarına ek olarak, sözde. yalnızca X-ışını veya gama-ışını aralıklarında gözlemlenen pulsarlar; birkaç saniyeden yüzlerce saniyeye kadar değişen periyotları vardır ve yakın ikili yıldız sistemlerinin parçasıdırlar. Radyasyonlarının enerji kaynağı, modern kavramlara göre, bir nötron yıldızına veya komşu normal bir yıldızdan akan bir kara deliğe yığılma sırasında salınan yerçekimi enerjisidir.
Çok ilginç değişen yıldızlar, pulsar benzeri X-ışını kaynaklarıdır. Bazıları aslında pulsar, diğerleri ise süpernova patlamalarının kalıntıları. Bu durumda, ışımanın nedeni, birkaç milyon dereceye ısıtılmış bir gazın termal radyasyonudur.
Ancak galaktik X-ışını kaynaklarının büyük kısmı, genellikle X-ışını yıldızları olarak adlandırılan, yıldız doğasına sahip özel bir nesne sınıfına aittir. Bunların en dikkat çekici tipik temsilcisi adı geçen kaynak Akrep X-1'dir. Sürekli yayılanlardan en parlak olduğu ortaya çıktı: 1-10 Aring aralığında; ondan gelen radyasyon akışı ortalama 3 10 -7 erg/cm2'dir, yani. optik bölgede 7m'lik bir yıldız kadar verir. X-ışını parlaklığı, Güneş'in bolometrik parlaklığından binlerce kat daha fazla olan 10 37 erg/s'ye ulaşır.
X-ışını yıldızlarının önemli bir özelliği, radyasyonlarının değişkenliğidir. Değişken yıldız 12-13m ile tanımlanan Akrep X-1 kaynağında, X-ışını ve optik radyasyon akışındaki değişiklikler hiçbir şekilde birbiriyle ilişkili değildir. Birkaç gün içinde, her ikisi de% 20 içinde dalgalanmalar yaşayabilir, bundan sonra aktif faz başlar - akıların 2-3 kez değiştiği birkaç saat süren yanıp söner. Aynı zamanda, bazen 10 -3 saniyelik bir zaman aralığında radyasyon seviyesinde önemli bir değişiklik gözlemlenir, böylece kaynağın boyutu 0.001 ışık saniyesini (bir ışık yılı ile analoji ile belirlenir) geçemez, yani 300 km. Bu, X-ışını kaynaklarının, bazı X-ışını yıldızlarının tanımlandığı pulsarlarda olduğu gibi, belki de nötron yıldızları türünden alışılmadık derecede kompakt nesneler olması gerektiğini gösterir.
Hercules X-1 ve Centaurus X-3 gibi bir dizi X-ışını yıldızı, kaynağın ikili bir sistemin bir bileşeni olduğunu kanıtlayan katı bir X-ışını akı varyasyonları periyodikliğine sahiptir. Değişkenlikleri yakın ikili sistemlere ait olduklarını gösteren yıldızlarla bir düzineden fazla kaynak tanımlanmıştır. Bu nedenle, X-ışını yıldızları büyük olasılıkla, bileşenlerinden birinin optik yıldız olduğu ve diğerinin evriminin son aşamasında olan kompakt bir nesne olduğu yakın ikili sistemlerdir. Çoğu zaman bunun bir nötron yıldızı olduğu varsayılır, ancak bazı durumlarda beyaz cüce ve hatta kara delik olasılığı göz ardı edilmez.
Güçlü X-ışını radyasyonunun ortaya çıkmasının nedeni, yakın bir ikili sistemin optik bileşeninden akan bulutların ve gaz jetlerinin kompakt bir nesnesine (örneğin bir nötron yıldızı) düşmesi olmalıdır. Son derece kompakt bir nötron yıldızı durumunda, bu süreçte düşen gazların hızı, yani yığılma adı verilen, 100.000 km/sn'ye ulaşabilir, yani. ışık hızının üçte biri! Bir nötron yıldızına düşerken gazların kinetik enerjisi X ışınlarına dönüştürülür. Nötron yıldızının güçlü manyetik alanları önemli bir rol oynar.
Sürekli gözlemlenen X-ışını kaynaklarına ek olarak, fenomenin doğasında yeni yıldızlara benzeyen, yılda bir düzine kadar parlama nesnesi tespit edilir. Bu yeni benzeri X-ışını kaynaklarının parlaklığı birkaç gün içinde hızla artar. 1-2 ay içinde, "X-ışını" gökyüzündeki en parlak alanlar oldukları ortaya çıkabilir, bazen radyasyon akısında en parlak sabit kaynak Akrep X-1'den birkaç kat daha fazladır. İşaret fişekleri sırasında bazıları, çok uzun sürelere (7 dakikaya kadar) sahip olan X-ışını pulsarları olarak ortaya çıkıyor. Bu nesnelerin doğası ve yeni yıldızlarla olası bağlantıları henüz bilinmiyor.
Değişken yıldızlar, gökyüzündeki en meraklı fenomenlerden biridir ve çıplak gözle gözlemlenebilir. Üstelik, basit bir astronomi aşığının bilimsel faaliyeti için bir alan var ve hatta bir keşif yapma fırsatı bile var. Bugün çok sayıda değişen yıldız var ve onları gözlemlemek oldukça ilginç.
Değişken yıldızlar, zamanla parlaklıklarını değiştiren yıldızlardır. Elbette bu süreç biraz zaman alıyor ve tam anlamıyla gözümüzün önünde olmuyor. Ancak, böyle bir yıldızı periyodik olarak gözlemlerseniz, parlaklığındaki değişiklikler açıkça görünür hale gelecektir.
Parlaklığın değişmesinin nedenleri farklı nedenler olabilir ve bunlara bağlı olarak tüm değişken yıldızlar aşağıda ele alacağımız farklı türlere ayrılır.
Değişken yıldızlar nasıl keşfedildi?
Her zaman yıldızların parlaklığının sabit ve sarsılmaz bir şey olduğuna inanılmıştır. Bir parlama ya da sadece bir yıldızın görünümü, eski zamanlardan beri doğaüstü bir şeye atfedilmiştir ve bunun açıkça yukarıdan bir tür işaret olduğu açıktır. Bütün bunlar aynı İncil'in metninde kolayca görülebilir.
Ancak, yüzyıllar önce insanlar bazı yıldızların parlaklıklarını hala değiştirebileceğini biliyorlardı. Örneğin, Beta Perseus, El Ghoul (şimdi Algol olarak adlandırılıyor) olarak adlandırılan boşuna değildir, bu da çeviride "şeytanın yıldızı" dan başka bir şey ifade etmez. Parlaklığı 3 günden biraz daha kısa bir sürede değiştirme özelliğinden dolayı böyle adlandırılmıştır. Bu yıldız, 1669'da İtalyan astronom Montanari tarafından bir değişken olarak keşfedildi ve 18. yüzyılın sonunda İngiliz amatör astronom John Goodryke çalıştı ve 1784'te aynı türden ikinci değişkeni keşfetti - β Lyrae.
1893'te Henrietta Lewitt Harvard Gözlemevi'nde çalışmaya başladı. Görevi, parlaklığı ölçmek ve bu gözlemevinde biriken fotoğraf plakalarındaki yıldızları kataloglamaktı. Sonuç olarak, Henrietta 20 yılda binden fazla değişen yıldız keşfetti. Özellikle titreşen değişken yıldızları, Cepheidleri araştırmakta iyiydi ve bazı önemli keşifler yaptı. Özellikle, bir Cepheid döneminin parlaklığına bağımlılığını keşfetti, bu da bir yıldıza olan mesafeyi doğru bir şekilde belirlemeyi mümkün kıldı.
Henrietta Lewitt.
Bundan sonra astronominin hızlı gelişimi ile binlerce yeni değişken keşfedildi.
Değişken yıldızların sınıflandırılması
Tüm değişen yıldızlar çeşitli nedenlerle parlaklıklarını değiştirirler, bu nedenle bir sınıflandırma geliştirilmiştir. İlk başta oldukça basitti, ancak veriler biriktikçe giderek daha karmaşık hale geldi.
Şimdi değişen yıldızların sınıflandırmasında, her biri aynı değişkenlik nedenlerine sahip yıldızları içeren alt grupları içeren birkaç büyük grup ayırt edilir. Bu tür birçok alt grup var, bu yüzden ana grupları kısaca ele alacağız.
değişen yıldızlar
Örten değişkenler veya basitçe örten değişken yıldızlar, çok basit bir nedenle parlaklıklarını değiştirirler. Aslında, onlar bir yıldız değil, ikili bir sistemdir, üstelik oldukça yakındır. Yörüngelerinin düzlemi, gözlemcinin bir yıldızın diğerini nasıl kapattığını görecek şekilde yerleştirilmiştir - sanki bir tutulma vardır.
Biraz uzakta olsaydık, böyle bir şey göremezdik. Bu tür birçok yıldız olması da mümkündür, ancak onları değişken olarak görmüyoruz, çünkü yörüngelerinin düzlemi, görüşümüzün düzlemi ile örtüşmemektedir.
Tutulan değişen yıldızların birçok türü de bilinmektedir. En ünlü örneklerden biri Algol veya β Perseus'tur. Bu yıldız, 1669'da İtalyan matematikçi Montanari tarafından keşfedildi ve özellikleri, 18. yüzyılın sonunda amatör bir İngiliz astronom olan John Goodrick tarafından incelendi. Bu ikili sistemi oluşturan yıldızlar tek tek görülemezler - o kadar yakın bulunurlar ki dönüş süreleri sadece 2 gün 20 saattir.
Algol parlaklık eğrisine bakarsanız, ortada küçük bir düşüş görebilirsiniz - ikincil bir minimum. Gerçek şu ki, bileşenlerden biri daha parlak (ve daha küçük) ve ikincisi daha zayıf (ve daha büyük). Zayıf bileşen parlak olanı kapladığında parlaklıkta güçlü bir düşüş görüyoruz ve parlak olan zayıf olanı kapladığında parlaklıktaki düşüş çok belirgin değil.
1784'te Goodryk, başka bir örten değişken olan Lyrae'nin β'sını keşfetti. Periyodu 12 gün 21 saat 56 dakikadır. Algol'ün aksine, bu değişken için parlaklıktaki değişimin grafiği daha düzgündür. Gerçek şu ki, burada ikili sistem çok yakın, yıldızlar birbirine o kadar yakın ki uzun, eliptik bir şekle sahipler. Bu nedenle, sadece bileşenlerin tutulmalarını değil, eliptik yıldızlar geniş veya dar tarafa döndüklerinde parlaklıktaki değişiklikleri de görüyoruz. Bu nedenle, buradaki parlaklıktaki değişiklik daha yumuşaktır.
β Lyra'nın parlaklığındaki değişimin grafiği.
Bir başka tipik tutulma değişkeni, 1903'te keşfedilen Büyükayı W'dir. Burada, grafik, ana ile neredeyse aynı derinlikte ikincil bir dip gösteriyor ve grafiğin kendisi, β Lyra'nınki gibi pürüzsüz. Gerçek şu ki, burada bileşenler neredeyse aynı boyuttadır, ayrıca uzundur ve yüzeyleri neredeyse birbirine değecek kadar yakın aralıklıdır.
Örten değişen yıldızların başka türleri de vardır, ancak bunlar daha az yaygındır. Buna, dönüş sırasında parlaklıklarının değişmesi nedeniyle geniş veya dar bir tarafla bize dönen elipsoidal yıldızlar da dahildir.
Titreşen Değişken Yıldızlar
Titreşen değişen yıldızlar, bu tür nesnelerin büyük bir sınıfıdır. Yıldızın hacmindeki değişiklikler nedeniyle parlaklıktaki değişiklikler meydana gelir - ya tekrar genişler ya da büzülür. Bu, ana kuvvetler - yerçekimi ve iç basınç arasındaki dengenin kararsızlığı nedeniyle olur.
Bu tür titreşimlerle yıldızın fotosferinde bir artış ve yayılan yüzey alanında bir artış meydana gelir. Aynı zamanda yıldızın yüzey sıcaklığı ve rengi değişir. Sırasıyla parlaklık da değişir. Bazı dalgalı değişken türleri, parlaklıklarını periyodik olarak değiştirir ve bazılarının kararlılığı yoktur - bunlara düzensiz denir.
İlk titreşen yıldız 1596'da keşfedilen Mira Kita'ydı. Parlaklığı maksimuma ulaştığında çıplak gözle açıkça görülebilir. En azından iyi bir dürbün veya bir teleskop gereklidir. Mira'nın parlaklık periyodu 331.6 gündür ve bu tür yıldızlara Mirids veya ο Ceti tipi yıldızlar denir - bunlardan birkaç bin tanesi bilinmektedir.
Yaygın olarak bilinen bir diğer titreşimli değişken türü, adını bu tür bir yıldız olan Ϭ Cephei'den alan Cepheid'dir. Bunlar 1,5 ila 50 gün arasında, bazen daha fazla periyotları olan devlerdir. Kuzey Yıldızı bile, neredeyse 4 günlük bir periyotla ve 2,50 ila 2,64 yıldız arasında parlaklık dalgalanmalarıyla Sefeidlere aittir. miktarları. Sefeidler de alt sınıflara ayrılır ve gözlemleri genel olarak astronominin gelişmesinde önemli rol oynamıştır.
RR Lyrae tipinin titreşimli değişkenleri, parlaklıktaki hızlı bir değişiklik ile ayırt edilir - periyotları bir günden azdır ve ortalama dalgalanmalar bir büyüklüğe ulaşır, bu da onları görsel olarak gözlemlemeyi kolaylaştırır. Bu tip değişkenler de ışık eğrilerinin asimetrisine göre 3 gruba ayrılır.
Cüce Cepheidlerdeki daha kısa periyotlar, bir başka titreşimli değişken türüdür. Örneğin, Kova'nın CY'sinin 88 dakikalık bir periyodu varken, Phoenix'in SX'inin 79 dakikalık bir periyodu vardır. Parlaklıklarının grafiği, sıradan Cepheidlerin grafiğine benzer. Gözlem için büyük ilgi görüyorlar.
Amatör gözlemler için çok yaygın veya çok uygun olmasalar da, daha birçok titreşimli değişen yıldız türü vardır. Örneğin RV Boğa türü yıldızların periyotları 30 ila 150 gün arasındadır ve parlaklık grafiğinde bazı sapmalar vardır, bu nedenle bu tür yıldızlara yarı düzenli denir.
Yanlış değişen yıldızlar
Düzensiz değişen yıldızlar da titreşmektedir, ancak bu, birçok nesneyi içeren büyük bir sınıftır. Parlaklıklarındaki değişiklikler çok karmaşıktır ve önceden tahmin etmek çoğu zaman imkansızdır.
Ancak bazı düzensiz yıldızlar için uzun vadede periyodiklik tespit edilebilir. Örneğin, birkaç yıl boyunca gözlem yapıldığında, düzensiz dalgalanmaların tekrar eden belirli bir ortalama eğriye eklendiği fark edilebilir. Bu tür yıldızlar, örneğin, yüzeyi aydınlık ve karanlık noktalarla kaplı olan ve parlaklıktaki dalgalanmaları açıklayan Betelgeuse - α Orion'u içerir.
Düzensiz değişen yıldızlar iyi anlaşılmamıştır ve büyük ilgi görmektedir. Bu alanda daha yapılacak çok keşif var.
Değişken yıldızlar nasıl gözlemlenir
Bir yıldızın parlaklığındaki değişiklikleri fark etmek için kullanılır. En erişilebilir olanı, bir gözlemci değişen bir yıldızın parlaklığını komşu yıldızların parlaklığıyla karşılaştırdığında görseldir. Ardından, karşılaştırmaya dayalı olarak, değişkenin parlaklığı hesaplanır ve bu veriler toplanırken, parlaklık dalgalanmalarının açıkça görülebildiği bir grafik oluşturulur. Görünen basitliğe rağmen, gözle parlaklığın belirlenmesi oldukça doğru bir şekilde yapılabilir ve bu deneyim oldukça hızlı bir şekilde kazanılır.
Değişken bir yıldızın parlaklığını görsel olarak belirlemek için birkaç yöntem vardır. Bunlardan en yaygın olanları Argelander yöntemi ve Neuland-Blazhko yöntemidir. Başkaları da var, ancak bunları öğrenmesi oldukça kolay ve yeterli doğruluk sağlıyor. Onlar hakkında daha fazla bilgiyi ayrı bir makalede anlatacağız.
Görsel yöntemin avantajları:
- Ekipman gerekmez. Soluk yıldızları gözlemlemek için dürbün veya teleskopa ihtiyacınız olabilir. En az 5-6 yıldıza kadar parlaklığa sahip yıldızlar. miktarları çıplak gözle gözlemlenebilir, ayrıca oldukça fazla vardır.
- Gözlem sürecinde, yıldızlı gökyüzü ile gerçek bir "iletişim" vardır. Bu, doğa ile hoş bir birlik hissi verir. Ayrıca oldukça tatmin edici bir bilimsel çalışmadır.
Dezavantajlar, yine de, bireysel gözlemlerde hatalara neden olan ideal olmayan doğruluğu içerir.
Bir yıldızın parlaklığını tahmin etmenin başka bir yöntemi de ekipman kullanmaktır. Genellikle bir değişen yıldızın çevresiyle birlikte bir resmi çekilir ve daha sonra resimden değişkenin parlaklığı doğru bir şekilde belirlenebilir.
Amatör bir astronomun değişken yıldızları gözlemlemesi buna değer mi? Kesinlikle buna değer! Sonuçta, bunlar çalışma için en basit ve en erişilebilir nesnelerden sadece biri değil. Bu gözlemlerin de bilimsel değeri vardır. Profesyonel astronomlar, böyle bir yıldız kütlesini düzenli gözlemlerle kapatamazlar ve bir amatör için bilime katkıda bulunma fırsatı bile vardır ve bu tür durumlar olmuştur.
Değişken yıldızlar, parlaklıkları değişen yıldızlardır. Bazı değişken yıldızlar için parlaklık periyodik olarak değişirken, diğerleri için parlaklıkta rastgele bir değişiklik gözlenir. Periyodik değişkenler, örneğin, bildiğiniz gibi, ikili sistemler olan değişen yıldızları kapsar. Ancak onlardan farklı olarak, parlaklıkları üzerlerinde meydana gelen fiziksel süreçlere bağlı olarak değişen on binlerce tek yıldız bilinmektedir. Bu tür yıldızlara fiziksel değişkenler denir. Keşifleri ve çalışmaları, yıldızların çeşitliliğinin yalnızca yıldızların kütle, boyut, sıcaklık, parlaklık ve tayf bakımından birbirinden farklı olmasıyla değil, aynı zamanda bu fiziksel özelliklerin bazılarının değişmeden kalmaması gerçeğinde de ortaya çıktığını gösterdi. aynı yıldızlar.
cephe
Sefeidler çok yaygın ve çok önemli bir fiziksel değişken yıldız türüdür.
Cepheidlerin tayfları üzerine yapılan bir araştırma, maksimum parlaklığın yakınında, bu yıldızların ışık kürelerinin bize en yüksek hızla yaklaştıklarını ve minimuma yakın bir yerde, bizden en büyük hızla uzaklaştıklarını gösteriyor. Bu, Doppler etkisine dayalı Sefeidlerin spektrumlarındaki çizgi kaymalarının analizinden gelir.
Bir yıldızın fotosferinin hareketi ve dolayısıyla boyutundaki bir değişiklik ile ilk kez karşılaşıyoruz. Aslında, Güneş'in ve ona benzer diğer yıldızların boyutu pratikte değişmez. Bu nedenle, bu tür durağan yıldızların aksine, Cepheidler durağan olmayan yıldızlardır. Sefeidler, periyodik olarak genişleyen ve büzülen titreşen yıldızlardır. Cepheid titreşirken, fotosferinin sıcaklığı da değişir. Yıldız, maksimum parlaklıkta en yüksek sıcaklığa sahiptir.
Uzun periyotlu Sefeidlerin titreşim periyodu ile bu yıldızların parlaklıkları arasında “periyot-parlaklık” adı verilen bir ilişki vardır. ilişki, mutlak büyüklüğü belirlenebilir ve daha sonra, gözlemlerden görünen büyüklüğünü bilerek Cepheid'e olan mesafeyi hesaplamak için formülü kullanmak kolaydır. Sefeidler dev ve üstdev yıldızlara (yani çok büyük boyutlara ve parlaklığa sahip olanlara) ait oldukları için çok uzaklardan görülebilirler. Uzak yıldız sistemlerinde Sefeidleri tespit ederek bu sistemlere olan mesafeyi belirlemek mümkündür.
Sefeidler nadir yıldızlar değildir. Pek çok yıldızın yaşamları boyunca bir süre Cepheid olması muhtemeldir. Bu nedenle, Cepheidlerin incelenmesi, yıldızların evrimini anlamak için önemlidir.
Diğer fiziksel değişken yıldızlar
Sefeidler, birçok fiziksel değişken yıldız türünden sadece biridir. İlk değişen yıldız, 1596'da Kita (World Kita veya Amazing Kita) takımyıldızında keşfedildi. Bu bir Sefeid değil. Parlaklık dalgalanmaları yaklaşık 350 d'lik bir periyotta meydana gelir, parlaklık maksimumda 3m'ye ve minimumda 9m'ye ulaşır. Daha sonra, Mira Kita gibi diğer birçok uzun dönemli yıldız keşfedildi.
Bunlar çoğunlukla “soğuk” yıldızlardır – M tayf sınıfının devleridir. Bu tür yıldızların parlaklığındaki değişiklik, görünüşe göre, yıldızın iç kısmından atmosferin daha yüksek katmanlarına sıcak gazların titreşimleri ve periyodik püskürmeleri ile ilişkilidir.
Tüm fiziksel değişken yıldızlar periyodik değişiklikler göstermez. Yarı düzenli ve hatta düzensiz değişkenler olan birçok yıldız bilinmektedir. Bu tür yıldızlarda parlaklıktaki değişimde bir düzenliliği fark etmek zor hatta imkansızdır.
Değişen görünür parlaklığı. Bu değişiklikler birkaç yıl veya saniyenin binde biri kadar bir periyoda sahip olabilir ve değişikliklerin büyüklüğü ortalama parlaklığın binde biri ile 20 katlık bir artış arasında değişir. 100.000'den fazla değişen yıldız kataloglandı ve Güneş bile onlara atfedilebilir. Yıldızımızın enerji akışı yoğunluğu, 11 yıllık güneş döngüsü sırasında yaklaşık yüzde 0,1 veya binde bir oranında değişir.
Değişen yıldızların tarihi
Tanımlanan ilk değişen yıldız, daha sonra Mira olarak adlandırılan Omicron Ceti'dir. 1596'da yeni bir yıldız olarak sınıflandırıldı ve 1638'de Johann Holwards, 11 aylık bir döngü boyunca yıldızın parlaklığındaki değişiklikleri gözlemledi. Yıldıza uzaklığı 200-400 ışık yılıdır. Bu, kırmızı dev bir değişken yıldızdan oluşan ikili bir sistemdir. Parlaklık dalgalanma periyodu 332 gündür ve görünür aralıktaki parlaklık bir döngü sırasında yüzlerce kez değişirken, spektrumun kızılötesi kısmında parlaklık sadece iki kez dalgalanır. İkinci yıldız da değişkendir, ancak kesin bir periyodu yoktur. Hızındaki dalgalanmalara, ilk yıldızdan madde akışı neden olur. Bu önemli bir keşifti çünkü süpernovalarla birlikte yıldızların antik Yunan'dan beri düşünüldüğü gibi kalıcı varlıklar olmadığını gösterdi.
Değişen yıldızların özellikleri
Yıldızların görünen parlaklığının değişmesinin birçok nedeni vardır. Görünür olduğunu, yani yıldızın kendisinin hiç değişmemesi gerektiğini, örneğin Algol örneğinde olduğu gibi gözlem koşullarının genellikle değiştiğini vurguluyoruz. Bununla birlikte, bazı yıldızlar özelliklerindeki değişiklikler nedeniyle yanıp söner - titreşen değişkenlerin değişken yarıçapı veya kütlesi vardır. Bazı değişken yıldızlar, diğer yıldızların birbirine çok yakın olduğu ve malzemenin sürekli olarak birinden diğerine aktığı ikili sistemlerdir. Genel olarak, değişen yıldızların sınıflandırılması çok zengindir, ancak öncelikle değişkenlik nedeniyle bölünürler - dahili (Rus astronomisinde püsküren değişkenleri ayrı ayrı düşünmek gelenekseldir) veya harici.
İç nedenler
Sefeidler, 500-300.000 güneş parlaklığına ve çok kısa bir titreşim periyoduna sahip çok parlak yıldızlardır - 1 ila 100 gün arasında. Bu yıldızlar net bir düzende genişler ve küçülür. Bu yıldızlar özellikle gökbilimciler için değerlidir, çünkü parlaklıklarındaki değişikliklerin ölçümleri mesafelerini çok doğru bir şekilde belirlemeyi mümkün kılar ve Cepheidleri Evrenin yol direklerine dönüştürür. Parlaklık dalgalanmalarının içsel nedenlerine sahip diğer değişken yıldız türleri: RR Lyrae, kısa periyotlu, Sefeidlerden daha küçük olan daha yaşlı yıldızlar; RV Toros, parlaklıkta büyük dalgalanmalara sahip süper devler; Mira tipi (ilk değişen yıldızdan sonra adlandırılır), soğuk kırmızı üstdevler; 30 ila 1000 gün arasında değişen uzun periyotlara sahip düzensiz, kırmızı devler veya üstdevler, Betelgeuse bu türe aittir ve esas olarak kırmızı üstdevlerdir.
Patlama değişkenleri ayrıca iç süreçlerle de ilişkilidir, yıldızın içindeki veya yüzeyindeki termonükleer patlamalar nedeniyle parlaklıklarını keskin bir şekilde arttırırlar. Bunlar, kütle alışverişi yapan yakındaki ikili yıldızları içerir. Süpernova, nova, tekrarlanan nova, cüce nova ve diğerleri – genellikle bir patlama nedeniyle parlaklıkta güçlü ani değişiklikler yaşayan bir yıldız grubu. Bunların en ünlüsü, tüm bir galaksiyi gölgede bırakabilen ve parlaklığı yüz milyon kat artıran süpernovalardır. Novalar ve tekrarlanan novalar, yüzeylerinde patlamaların meydana geldiği yakın ikili yıldızlardır, ancak süpernovalardan farklı olarak yıldızlar çökmez. Cüce novalar, kütle alışverişi yapan ve üzerlerinde periyodik patlamalara neden olan beyaz cücelerin ikili sistemleridir. Ortak bir toz ve gaz kabuğu içine alınmış kırmızı bir dev ve sıcak mavi bir yıldızdan oluşan simbiyotik değişkenlere benzerler.
Dış nedenler
Tutulan değişkenler, dünyanın bir kısmını engelleyen, birbirlerinin önünden geçen yıldızlardır. Ayrıca yıldızın gezegenlerinden de kaynaklanabilir. Dönen yıldızlar, yüzeylerinde karanlık veya tersine parlak noktaların varlığı ve yıldızın dönüşü nedeniyle değişken parlaklığa sahiptir. Şekli bir küreden belirgin şekilde farklı olan bir yıldız durumunda (genellikle ikili bir sistemde) benzer değişiklikler gözlenir. Bu durumda, elipsoidin dönüşü, yayılan yüzey alanında değişikliklere yol açar. Pulsarlar da bu tipe aittir.
Gelecek Araştırma
Değişken yıldızlarla ilgili çalışmalar, gökbilimcilere yıldızların kütleleri, yarıçapları, sıcaklıkları ve diğer özellikleri hakkında veriler sağlar. Yıldızın yapısı ve evrimi hakkında bilgiler dolaylı olarak elde edilir. Bununla birlikte, uzun dönemli değişen yıldızların incelenmesi uzun zaman alır - genellikle on yıllar. Amatör gökbilimciler, değişken yıldızların sürekli gözlemlenmesinde önemli bir rol oynamaktadır. Evrenin yaşı hakkında bilgi sağlayan Sefeidler gibi bazı değişkenler bilim için özellikle önemlidir. Mira tipi değişkenlerin incelenmesi, Güneş ve benzeri yıldızlar hakkında bilgi sağlar, Ia tipi süpernovalar Evrenin genişleme hızını ölçmek için kullanılır, püsküren değişkenler - aktif galaktik çekirdekler ve süper kütleli çalışmalarda
Göreceli olarak kısa sürelerde parlaklıkları değişen yıldızlara denir. fiziksel değişken yıldızlar. Bu tür yıldızların parlaklıklarındaki değişiklikler, içlerinde meydana gelen fiziksel süreçlerden kaynaklanır. Değişkenliğin doğasına göre, titreşimli değişkenler ve patlamalı değişkenler ayırt edilir. Patlamalı değişkenlerin özel bir durumu olan yeni ve süpernova yıldızları da ayrı bir türe ayrılır. Daha önce Yunan alfabesinin harfiyle belirtilenler dışında, tüm değişen yıldızların özel adları vardır. Her takımyıldızın ilk 334 değişen yıldızı, karşılık gelen takımyıldızın adının eklenmesiyle Latin alfabesinin bir dizi harfiyle (örneğin, R, S, T, RR, RS, ZZ, AA, QZ) belirlenir ( örneğin, RR Lyr). Aşağıdaki değişkenler V 335, V 336, vb. olarak adlandırılmıştır. (örneğin, V 335 Cyg).
Fiziksel değişken yıldızlar
Görünen büyüklükte düzgün periyodik bir değişiklik ve yıldızın parlaklığında birkaç kez (genellikle 2'den 6'ya kadar) bir değişiklik gösteren özel bir ışık eğrisi şekli ile karakterize edilen yıldızlara fiziksel değişken yıldızlar veya Sefeidler. Bu yıldız sınıfı, tipik temsilcilerinden birinin adını aldı - yıldız δ (delta) Cepheus. Sefeidler, F ve G spektral sınıflarının devlerine ve üstdevlerine atfedilebilir. Bu durum nedeniyle, onları yıldız sistemimizin çok ötesinde olan Galaksi de dahil olmak üzere çok uzak mesafelerden gözlemlemek mümkündür. Sefeidlerin en önemli özelliklerinden biri de dönemdir. Her bir yıldız için, yüksek derecede doğrulukla sabittir, ancak farklı Sefeidler için periyotlar farklıdır (bir günden birkaç on güne kadar). Sefeidlerde, spektrum görünen büyüklükle aynı anda değişir. Bu, Cepheidlerin parlaklığındaki değişimle birlikte atmosferlerinin sıcaklığının da ortalama 1500° değiştiği anlamına gelir. Sefeidlerin tayflarındaki tayf çizgilerinin kayması, radyal hızlarında periyodik bir değişikliği ortaya çıkardı. Ayrıca yıldızın yarıçapı da periyodik olarak değişir. δ Cephei gibi yıldızlar, esas olarak yıldız sistemimizin ana düzlemi olan Galaksi'nin yakınında bulunan genç nesnelerdir. Sefeidler de bulunur, ancak daha yaşlıdırlar ve biraz daha az aydınlıktırlar. Cepheid aşamasına ulaşan bu yıldızlar daha az kütlelidir ve bu nedenle daha yavaş evrimleşirler. Başak W yıldızları olarak adlandırılırlar. Sefeidlerin bu tür gözlenen özellikleri, bu yıldızların atmosferlerinin düzenli titreşimler yaşadığını göstermektedir. Bu nedenle, uzun süre sabit bir seviyede özel bir salınım sürecini sürdürmek için koşullara sahiptirler.
Pirinç. cephe
Nabızların doğasını bulmak mümkün olmadan çok önce cephe, periyotları ile parlaklıkları arasında bir ilişkinin varlığı tespit edilmiştir. Bize en yakın yıldız sistemlerinden biri olan Küçük Macellan Bulutu'ndaki Cepheidleri gözlemlerken, Cepheid'in görünen büyüklüğü ne kadar küçükse (yani ne kadar parlak görünüyorsa), parlaklığının değişim süresinin o kadar uzun olduğu fark edildi. Bu ilişkinin lineer olduğu ortaya çıktı. Hepsinin aynı sisteme ait olması gerçeğinden, onlara olan mesafelerin pratikte aynı olduğu ortaya çıktı. Sonuç olarak, keşfedilen bağımlılığın aynı anda, Sefeidler için P periyodu ile mutlak büyüklük M (veya parlaklık L) arasında bir bağımlılık olduğu ortaya çıktı. Sefeidlerin periyodu ve mutlak büyüklüğü arasında bir ilişkinin varlığı astronomide önemli bir rol oynar: Bu sayede diğer yöntemler uygulanamadığında çok uzak nesnelere olan mesafeler belirlenir.
Cepheidlere ek olarak, başka türler de vardır. titreşen değişken yıldızlar. Bunların en bilinenleri, normal Cepheidlere benzerliklerinden dolayı daha önce kısa dönemli Cepheidler olarak adlandırılan RR Lyrae yıldızlarıdır. RR Lyrae yıldızları, parlaklıkları Güneş'inkinden 100 kat daha fazla olan spektral A sınıfı devlerdir. RR Lyrae yıldızlarının periyotları 0,2 ila 1,2 gün arasında değişir ve parlaklık değişikliklerinin genliği bir kadire ulaşır. Titreşimli değişkenlerin bir başka ilginç türü, esas olarak erken tayf alt sınıfları B'nin devlerine ait olan küçük bir β Cephei (veya β Canis Major) tipi yıldız grubudur. Değişkenliğin ve ışık eğrisinin şeklinin doğası gereği, bu yıldızlar RR Lyrae yıldızlarına benzerler, onlardan son derece küçük genlik büyüklük değişimlerinde farklılık gösterirler. Periyotlar 3 ile 6 saat arasında olup, Sefeidlerde olduğu gibi, periyodun aydınlığa bağımlılığı vardır.
Parlaklıkta düzenli bir değişime sahip titreşen yıldızlara ek olarak, ışık eğrileri değişen birkaç yıldız türü de vardır. Aralarında Karavan tipi yıldızlar Boğa parlaklık değişiklikleri, 30 ila 150 günlük bir süre ve 0,8 ila 3,5 büyüklük genliği ile meydana gelen derin ve sığ minimumların bir değişimi ile karakterize edilir. RV Tauri yıldızları, F, G veya K spektral tiplerine aittir. m Cephei tipi yıldızlar M spektral sınıfına aittir ve kırmızı yarı düzenli değişkenler. Bazen, birkaç on ila birkaç yüz günlük bir süre boyunca meydana gelen, parlaklıktaki değişimde çok güçlü düzensizlikler ile ayırt edilirler. Spektrum parlaklık diyagramındaki yarı düzenli değişkenlerin yanında, parlaklık değişikliklerinin (düzensiz değişkenler) tekrarlanabilirliğini tespit etmenin mümkün olmadığı M sınıfı yıldızlar bulunur. Altlarında, parlaklıklarını çok uzun zaman aralıklarında (70 ila 1300 gün arasında) ve çok büyük sınırlar içinde düzgün bir şekilde değiştiren spektrumda emisyon çizgileri olan yıldızlar vardır. Bu tür yıldızların dikkate değer bir temsilcisi o (omikron) Kita veya diğer adıyla Mira'dır. Bu yıldız sınıfına denir Mira Kita gibi uzun dönemli değişkenler. Uzun periyotlu değişen yıldızların periyot uzunluğu, her iki yönde de %10'luk ortalama değer etrafında dalgalanır.
Daha düşük parlaklığa sahip cüce yıldızlar arasında, toplam sayısı titreşen dev sayısından yaklaşık 10 kat daha az olan çeşitli türlerde değişkenler de vardır. Bu yıldızlar, değişkenliklerini, doğası çeşitli madde püskürmeleri veya püskürmeler ile açıklanan, periyodik olarak tekrarlanan patlamalar şeklinde gösterirler. Bu nedenle, tüm bu yıldız grubuna, yeni yıldızlarla birlikte denir. patlamalı değişkenler. Aralarında, hem evrimlerinin ilk aşamalarında hem de yaşam yollarını tamamlayan çok farklı bir yapıya sahip yıldızlar olduğunu belirtmekte fayda var. Görünüşe göre yerçekimi büzülme sürecini henüz tamamlamamış en genç yıldızlar dikkate alınmalıdır. τ (tau) türündeki değişkenler Boğa. Bunlar, örneğin Orion Bulutsusu'nda çok sayıda bulunan, çoğunlukla F - G olan spektral sınıfların cüceleridir. B'den M'ye kadar spektral sınıflara ait olan RW Aurigae tipi yıldızlar onlara çok benzer.Tüm bu yıldızlar için parlaklıktaki değişim o kadar yanlış gerçekleşir ki hiçbir düzenlilik kurulamaz.
En az bir kez en az 7-8 büyüklükte bir patlamanın (parlaklığın ani keskin bir şekilde artması) gözlendiği özel tipte patlayan değişken yıldızlara denir. yeni. Genellikle, yeni bir yıldızın patlaması sırasında, görünen yıldız büyüklüğü 10m-13m azalır, bu da parlaklıkta onlarca ve yüz binlerce kez bir artışa karşılık gelir. Patlamadan sonra, yeni yıldızlar çok sıcak cücelerdir. Patlamanın maksimum aşamasında, A - F sınıflarının üstdevlerine benzerler. Aynı yeni yıldızın patlaması en az iki kez gözlendiyse, böyle bir yenisine tekrarlanan denir. Tekrarlanan novalarda parlaklıktaki artış, tipik novalardan biraz daha azdır. Toplamda, şu anda yaklaşık 150'si Galaksimizde ve 100'ün üzerinde - Andromeda Bulutsusu'nda ortaya çıkan yaklaşık 300 yeni yıldız bilinmektedir. Bilinen yedi tekrarlanan novada toplamda yaklaşık 20 salgın gözlendi. Birçok (belki de tümü) nova ve tekrarlanan novalar yakın ikili dosyalardır. Bir patlamadan sonra, novalar genellikle zayıf değişkenlik gösterir. Yeni yıldızın parlaklığındaki değişim, patlama sırasında yıldızda ortaya çıkan kararsızlığın neden olduğu ani bir patlama olduğunu gösteriyor. Çeşitli hipotezlere göre bu kararsızlık, bazı sıcak yıldızlarda, yıldızdaki enerji salınımını belirleyen içsel süreçlerin bir sonucu olarak veya bazı dış faktörlerin etkisiyle ortaya çıkabilir.
süpernova
Süpernovalar, yenileriyle aynı şekilde parlayan ve -18m'den -19m'ye ve hatta maksimumda -21m'ye kadar mutlak kadirlere ulaşan yıldızlardır. Süpernovalar, parlaklıklarında on milyonlarca kattan fazla bir artışa sahiptir. Bir flaş sırasında bir süpernova tarafından yayılan toplam enerji, novalardan binlerce kat daha fazladır. Diğer galaksilerdeki yaklaşık 60 süpernova patlaması fotografik olarak kaydedildi ve parlaklıklarının çoğu zaman patlamanın meydana geldiği tüm galaksinin bütünsel parlaklığı ile karşılaştırılabilir olduğu ortaya çıktı. Çıplak gözle yapılan daha önceki gözlemlerin açıklamalarına göre, Galaksimizde birkaç süpernova patlaması vakası tespit edildi. Bunlardan en ilginç olanı, Toros takımyıldızında patlayan ve Çinli ve Japon gökbilimciler tarafından aniden ortaya çıkan, Venüs'ten daha parlak görünen ve gün boyunca bile görülebilen bir "misafir yıldız" olarak gözlemlenen 1054 Süpernova'sıdır. Bu fenomen sıradan bir nova patlamasına benzese de, ölçeğinde, pürüzsüz ve yavaş değişen ışık eğrisi ve spektrumunda ondan farklıdır. İki tür süpernova, maksimum çağa yakın spektrumun karakteri ile ayırt edilir. Büyük ilgi gören, birkaç durumda tip I süpernova bölgesinde bulunan, hızla genişleyenlerdir. Bunlardan en dikkat çekici olanı, Boğa takımyıldızındaki ünlü Yengeç Bulutsusu'dur. Bu bulutsunun emisyon çizgilerinin şekli, yaklaşık 1000 km/sn'lik bir hızla genişlemesini gösterir. Bulutsunun şu anki boyutları, bu hızda genişlemenin 900 yıldan daha önce başlayamayacağı şekildedir, yani. 1054 süpernova patlaması için tam zamanında.
pulsarlar
Ağustos 1967'de, İngiliz Cambridge şehrinde, nokta kaynaklardan birbiri ardına gelen net darbeler şeklinde gelen kozmik radyo emisyonu kaydedildi. Bu tür kaynaklar için tek bir darbenin süresi, birkaç milisaniyeden saniyenin onda birkaçına kadar değişebilir. Darbelerin keskinliği ve tekrarlarının doğruluğu, adlandırılmış bu nesnelerin titreşim sürelerini büyük bir doğrulukla belirlemeyi mümkün kılar. pulsarlar. Pulsarlardan birinin periyodu yaklaşık 1.34 sn, diğerlerinin periyodu 0.03 ile 4 sn arasında değişmektedir. Şu anda, yaklaşık 200 pulsar bilinmektedir. Hepsi geniş bir dalga boyu aralığında yüksek derecede polarize radyo emisyonu üretir ve yoğunluğu artan dalga boyu ile dik bir şekilde artar. Bu, radyasyonun termal olmayan bir yapıya sahip olduğu anlamına gelir. Yüzlerce ila binlerce parsek aralığında olduğu ortaya çıkan ve açıkça Galaksimize ait olan nesnelerin göreceli yakınlığını gösteren birçok atarcaya olan mesafeleri belirlemek mümkün oldu.
En ünlü pulsar Genellikle NP 0531 sayısı ile gösterilen Yengeç Bulutsusu'nun merkezindeki yıldızlardan biriyle tam olarak örtüşmektedir. Gözlemler, bu yıldızın optik radyasyonunun da aynı periyotla değiştiğini göstermiştir. Bir dürtüde yıldız 13m'ye ulaşır ve darbeler arasında görünmez. Bu kaynaktan gelen aynı titreşimler, gücü optik radyasyonun gücünden 100 kat daha yüksek olan X-ışını radyasyonu ile de yaşanır. Atarcalardan birinin, Yengeç Bulutsusu gibi olağandışı bir oluşumun merkeziyle çakışması, bunların yalnızca süpernovaların parlamalardan sonra dönüştüğü nesneler olduğunu gösteriyor. Süpernova patlamaları gerçekten bu tür nesnelerin oluşumuyla sonuçlanıyorsa, o zaman pulsarların nötron yıldızları olması oldukça olasıdır.Bu durumda, yaklaşık 2 güneş kütlesi kütleye sahip olduklarında, yarıçapları yaklaşık 10 km olmalıdır. Bu boyutlara sıkıştırıldığında, maddenin yoğunluğu nükleerden daha yüksek olur ve yıldızın dönüşü saniyede onlarca devire kadar hızlanır. Görünüşe göre, ardışık darbeler arasındaki zaman aralığı, nötron yıldızının dönüş periyoduna eşittir. Daha sonra titreşim, bu yıldızların yüzeyindeki düzensizliklerin, tuhaf sıcak noktaların varlığıyla açıklanır. Burada bir "yüzeyden" bahsetmek uygundur, çünkü bu kadar yüksek yoğunluklarda madde özellikleri bakımından katı bir cisme daha yakındır. Nötron yıldızları, Yengeç Bulutsusu gibi sürekli olarak ilişkili bulutsularına giren enerjik parçacıkların kaynakları olarak hizmet edebilir.
fotoğraf: Yengeç Bulutsusu'ndan radyo emisyonu