Молодые переменные

Переменные Хаббла – Сэндиджа,

Пульсирующие переменные

Пульсирующие переменные звезды типа b Цефея изменяют, вероятно, не столько свой размер, сколько форму. Они значительно моложе Солнца.

Некоторые пульсирующие переменные звезды очень стары: их возраст доходит до 15 млрд. лет, а массы составляют от 0,6 до 2 масс Солнца. Например, это переменные типа RR Лиры с периодами менее суток и светимостью от 50 до 100 солнечных. Сюда же относятся цефеиды старого населения Галактики (переменные типа W Девы), обнаруженные в шаровых скоплениях. Их периоды сравнимы с периодами классических цефеид, хотя светимость заметно слабее и ведут они себя немного иначе. Вероятно, родственны этой группе и звезды типаd Щита, которые часто называют «карликовыми цефеидами». См. ЗВЕЗДЫ.

Четвертая группа пульсирующих переменных состоит из холодных старых звезд с обширными оболочками. В эту группу входят мириды – полуправильные и долгопериодические переменные типа Миры Кита. Полуправильные звезды являются сверхгигантами с массами от 8 до 40 солнечных масс. На конечной стадии эволюции у них наблюдаются нерегулярные пульсации, как это видно на примерах Бетельгейзе и Антареса. Типичные периоды мирид составляют от 200 до 450 сут, а светимости достигают 10 000 солнечных; диапазон их масс от 0,8 до 3 солнечных. Динамика их пульсаций усложняется развитием ударных волн. Мириды образуют непрерывную последовательность с переменными ОH/IR, в спектрах которых видны гидроксильные (OH) эмиссионные линии, а сами звезды так холодны, что в основном излучают в инфракрасном диапазоне (IR). Это умирающие звезды, окруженные огромными газо-пылевыми оболочками.

Затменные переменные.

Наиболее известными системами, состоящими из белого карлика и близкого к нему спутника, являются классические новые звезды, карликовые новые и симбиотические переменные. Блеск классических новых может усилиться в миллион раз, а затем быстро ослабеть. Карликовые новые усиливают свой блеск от 6 до 200 раз, а ослабление происходит за время от 10 до сотен дней. Симбиотическая звезда – это система, состоящая из холодной красной звезды и ее маленького горячего спутника, причем вся система окутана облаком ионизованного газа. См. также НОВАЯ ЗВЕЗДА.

Для любителей астрономии лето – более благоприятная пора для наблюдений, нежели зима. Однако летом ночи короткие и астрономические сумерки не дают в полной мере наблюдать слабые туманные объекты неба. Но звезды наблюдать можно всегда. Особенно хорошо проводить летом наблюдения переменных звезд. Переменные звезды изменяют свой блеск в течение некоторого времени и привлекали своим непостоянством наших предков. Например, название переменной звезды Алголь из созвездия Персея переводится как « Дьявольская звезда », настолько необычно ее поведение на небе. Переменные звезды можно наблюдать даже простым глазом. Количество переменных звезд, которые можно наблюдать невооруженным глазом превосходит 40. На рисунке вверху слева, показаны графики переменности основных типов переменных звезд.

Как видно, продолжительность периодов переменных звезд весьма различна. Период RR Лиры исчисляется часами, дельта Цефея – днями, о Кита - сотнями дней, мю Цефея - годами. Звезды типа о Кита интересны тем , что в максимуме они видны невооруженным глазом, а в минимуме – нужен сильный телескоп. Это выглядит эффектно, когда на небе замечаешь новую «звезду», которой раньше не было видно. В календаре наблюдателя на нашем сайте даются максимумы переменных звезд именно такого типа. Звезды типа дельта Цефея выглядят как маяки, в течение нескольких дней меняя блеск на целую звездную величину. Ниже на карте показано расположение дельта Цефея относительно других созвездий.

Цефеиды - наиболее известные переменные звезды. Такие звезды, как бы «дышат» увеличиваясь и уменьшаясь в размерах. Цефеиды, это переменные звезды, названные так по характерному члену этого типа звезд дельта Цефея. Цефеиды - пульсирующие звезды гиганты. Их периоды заключены в пределах от 1,5 до 50 суток. Цефеиды присутствуют как в Галактике, так и во внегалактических звездных системах – Магеллаповых Облаках и туманности Андромеды. Благодаря цефеидам было измерено точное расстояние до Туманности Андромеды. Амплитуды колебаний блеска цефеид разнообразны. Так, например, Полярная звезда (а Малой Медведицы) - цефеида с периодом, равным Зd,969754, и малой амплитудой колебания блеска: от 2m,64 в минимуме до 2m,50 в максимуме. У других цефеид амплитуды могут достигать полутора звездных величии. Синхронно с блеском изменяются температура фотосферы, показатели цвета и лучевые скорости, а следовательно, и радиусы фотосферы и атмосферы, в которой возникают спектральные линии.

К настоящему времени в Галактике известно около 1000 цефеид. Их изучение и статистическое сопоставление их свойств показало, что совокупность цефеид не однородна по своему составу. Пришлось разделить ее на группы - подклассы. Наиболее многочисленна группа звезд, получивших название дельта-цефеиды, их часто называют классическими цефеидами. Для этих цефеид (к числу которых принадлежит и сама дельта Цефея) характерна зависимость между периодом и формой кривой блеска, открытая и изученная Э. Герцшпрунгом. У цефеид с периодами в пределах от 1,5 до 5 суток кривая изменения блеска гладкая. При более продолжительных значениях периода появляется еще выпуклость на нисходящей ветви кривой блеска, который постепенно перемещается к максимуму, при периоде около 10 суток совмещается с максимумом, а затем проявляется на восходящей ветви кривой в виде задержки подъема блеска. Таким образом, по величине периода и форме кривой блеска легко отличить дельта-цефеиду от других объектов. У цефеид меняются показатель цвета и спектральный класс. Светимости делъта-цефеид велики, а их спектральные классы F, G и К. Это свидетельствует о том, что на диаграмме Герцшпрунга-Рессела они относятся к желтым сверхгигантам. К пульсирующим звездам также относятся и долгопериодические звезды типа Миры из созвездия Кита, однако, их период пульсации гораздо более длителен и равен году и более. Кроме пульсирующих звезд имеются затменные переменные звезды, переменность которых обуславливается наличием спутника звезды, другой звезды которая обращается вокруг главной, периодически затмевая ее.

Во многих случаях звезды не показывают правильного периодического хода явлений. Это особенно относится к полуправильным, неправильным, новоподобным и вспыхивающим переменным звездам, закономерности изменения блеска которых сложны и еще недостаточно изучены. В окрестностях хорошо изученных переменных звезд обычно имеется несколько постоянных звезд сравнения. Они служат для определения блеска переменной звезды, которая с ними сравнивается. Определение звездных величин сравнением со стандартными звездами производится при одинаковом положении сравниваемых звезд над горизонтом. В противном случае необходимо вводить поправку за поглощение в земной атмосфере, учитывающую разность зенитных расстояний сравниваемых звезд. Выбор звезды для исследования, помимо своих интересов, приходится сообразовывать с имеющимся инструментом. Простым глазом можно оценивать звезды до 5m. В начале следует выбирать звезды более яркие, далеко от предела, с большими амплитудами изменения блеска, с правильными колебаниями: цефеиды, затменные переменные, звезды типа Миры Кита. После приобретения навыка в оценках блеска можно приступить к более трудным наблюдениям звезд c небольшой амплитудой, с тонкими эффектами в кривых блеска, а также к исследованию неправильных, полуправильных и неизученных переменных звезд. Для наблюдений звезд до 9m больше всего подходит атлас AAVSO переменных звезд. Однако, и не имея такого атласа вы можете использовать карты звезд сравнения приведенные в конце текста. Поиски следует начинать с отождествления ярких звезд и переходить постепенно ко все более слабым звездам, обозначенным на карте. Полезно мысленно составить цепочку из звезд от какой-нибудь яркой звезды, видимой невооруженным глазом, к наблюдаемой переменной, чтобы в последующие ночи быстро находить переменную звезду на небе. Если наблюдатель обладает телескопом с экваториальной установкой, поиски звезды можно облегчить, — найти яркую звезду или характерную конфигурацию звезд с тем же склонением, как и у переменной звезды. Закрепив затем инструмент ключом по склонению, движением по часовому углу легко приводят телескоп на нужное место, где переменная звезда отождествляется по карте окрестностей.

Оценки блеска. Прежде чем оценивать блеск переменной звезды, надо выбрать для нее звезды сравнения. Звезды сравнения выбираются поблизости от переменной звезды, желательно в поле зрения инструмента. Надо выбрать несколько звезд, близких по цвету к переменной. Увеличение числа звезд сравнения повышает точность наблюдений. Разность в блеске оценивается в степенях. Перед наблюдениями нужно побыть несколько минут в темноте, чтобы глаз адаптировался к темноте. При наблюдениях недопустимо применение ярких фонарей, лампочек от карманного фонаря, не защищенных темно-красным стеклом. Нужно остерегаться также бокового постороннего освещения. Прежде всего, выберем звезды сравнения, ближе всего подходящие по блеску к переменной, одну ярче, другую слабее ее. Можно выбрать несколько таких пар, если звезд сравнения достаточно. При наблюдениях сравниваемые звезды должны всегда симметрично располагаться относительно центра поля зрения, если они не отстоят от него далеко. Если звезды близки к краям поля зрения или не умещаются в нем, при сравнении блеска нужно быстро переводить инструмент с одного объекта на другой, помещая их всегда в центр поля зрения. Затем нужно определить число степеней, на которое различается блеск сравниваемых звезд. Так как звезды мерцают, сделать это нелегко. Быстро переводя взгляд с переменной звезды на звезду сравнения, чтобы не ослабло световое ощущение, и повторяя такую операцию несколько раз, чтобы проверить впечатление о различии или равенстве блеска, производим количественную оценку. Количественная оценка может быть произведена двумя основными способами: Аргеландера и Пикеринга. Для оценки различия в блеске звезд Ф. Аргеландер в середине XIX в. предложил свой метод степеней, который на первый взгляд кажется очень приближенным. Он состоит в следующем. Если, вглядываясь поочередно в две звезды, скажем, а и v, мы видим, что их блеск не отличается друг от друга, то мы пишем а = v. Если же блеск звезды а на едва ощутимую величину больше блеска звезды v, то звезда а на одну степень, ярче v, и мы записываем а1v. Если различие блеска ощутимо, то надо оценить интервал блеска в две степени и записать a2v. В тех случаях, когда различия в блеске более значительны, допустимы оценки а3v, а4v. Затем зная блеск звезды, из таблицы мы можем определить звездную величину звезды v.

Способ Пикеринга состоит в следующем. Наблюдатель выбирает из совокупности звезд сравнения две такие, чтобы одна (а) была немного ярче переменной (v), а вторая (b) несколько слабее ее. Интервал их блеска (а, b} мысленно делится па десять частей и оцениваются разности блеска (а, v) и (v, b) в десятичных долях этого интервала. Записываются оценки так: а1v9b; а2v8b; а3v7b; ...; а9v1b. Этот способ чисто интерполяционный, и в этом его преимущество. Он дает возможность вычислить блеск переменной, если известны звездные величины звезд сравнения. Например, звезда а=4,6m, а звезда b=5,6m. Следовательно запись а3v7b будет означать, что блеск переменной звезды равен 4,6 3 v 7 5,6, иначе v=4,9m. Начинающий наблюдатель может приступить к наблюдениям по способу Пикеринга. Однако в дальнейшем ему придется освоить и другие способы оценок блеска и метод вывода шкалы блеска звезд сравнения.

Конечно, полное наблюдение должно содержать оценки не с одной звездой сравнения, а с несколькими, чтобы среди них были и такие, когда звезды сравнения ярче переменной, и такие, когда они слабее переменной звезды.

Запись времени и журнал наблюдений. Для быстроменяющихся звезд время записывается с точностью 0,1—0,5 минуты. Для долгопериодических и медленных неправильных переменных достаточна точность в 1 час. Вспышки некоторых вспыхивающих переменных происходят в течение нескольких секунд, в таких случаях время фиксируется на слух или по счету секунд от некоторого замеченного момента. Часы должны быть сверены с сигналами точного времени, передаваемыми по радио или телевидению. Моменты приводятся к всемирному времени. Наблюдатели переменных звезд пользуются непрерывным счетом суток по юлианскому календарю. Часы, минуты и секунды переводятся в доли суток. Имея моменты наблюдений и блеск переменной звезды, выраженный в звездных величинах или степенях, — все, что нужно, чтобы определить зависимость изменения блеска от времени. Отложим по горизонтальной оси время, по вертикальной — звездные величины или степени. Масштаб графика должен соответствовать скорости процессов. Для медленно меняющихся переменных звезд, например, достаточно располагать 100 дней на 5 см, для быстрых переменных нужно иметь возможность отмечать на графике десятые или даже сотые доли суток. Масштаб по другой оси должен выбираться так, чтобы чертеж не получался слишком сжатым или вытянутым. Нанеся на график все наблюдения мы получаем, таким образом, картину изменения блеска переменной звёзды.

Наблюдения только тогда приобретают ценность для науки, если они сделаны аккуратно и с достаточной точностью, а также когда ими могут пользоваться другие астрономы.