Променлива звезда

Променливите звезди са звезди, които променят блясъка си с течение на времето. Това може да се дължи на външни причини, какъвто е случаят със затъмнително-двойните звезди, или на физически процеси в самите звезди, възникнали в следствие на нарушено равновесие – нестационарни звезди.

Същност

Голяма част от звездите на небесната сфера практически се намират в стационарно състояние, т.е. в състояние на механично и топлинно равновесие. Промените в тяхната маса, радиус, светимост, температура, плътност, както и в химичния им състав стават много бавно и практически не се наблюдават.

Пулсираща променлива звезда

Когато блясъкът на нестационарните звезди се променя вследствие на свиване и разширяване те са пулсиращи. При тази промяна на радиуса на звездите, се променя и температурата им. Това може да става периодично или не. Ако изменението на блясъка е вследствие на взривове в звездите - те са еруптивни ( взривни , катаклизмични).

Системата за обозначаване на променливите звезди, възприета от Аргеландер през XIX век, започва с последните девет букви от латинската азбука R, S, T, U, V, W, X, Y и Z. Непосредствено след буквата следва името или съкращението на съзвездието, в което се намира звездата. Вероятно тогава не се е предполагало, че в едно съзвездие може да има повече от девет променливи звезди. По-късно в резултат на наблюденията се откриват нови и нови променливи. Системата за обозначаване се разширява, като се използват комбинации от същите тези букви от азбуката.

Не всички променливи звезди изменят блясъка си периодично. Сред десетките хиляди известни в момента променливи звезди голяма част не са нито пулсиращи, нито периодични. Колебанията на блясъка им имат случаен, неправилен характер. Но, макар и рядко се наблюдават звезди, които внезапно и рязко увеличават светимостта си. Изследванията показват, че тези звезди се взривяват и затова ги наричат катаклизмични или избухващи звезди. Звездите, които избухват особено силно са наречени нови и свръхнови звезди.

Свръхновите звезди пленяват с техните мощни взривове, особено ярката свръхнова SN1987A от Големия Магеланов облак. Други известни променливи звезди са Мира от Кит, която е дългопериодична променлива, а също и Алгол от Персей, която е затъмнително-двойна звезда.

Не може да се направи рязко разграничаване между понятието нестационарна звезда и променлива звезда. Това деление на звездите на променливи и нестационарни е чисто условно и по външни признаци. Една и съща звезда може да се разглежда като променлива, когато става въпрос за промяна на светимостта й ( наблюдава се като изменение на звездната величина с времето ) и нестационарна, когато измененията се наблюдават като спектрални особености. (Обикновено интензивността на емисионните линии се променя с времето.)

Променливи звезди са тези, които изменят своята яркост. Яркостта им може да се променя в границите от хилядни от магнитуда до около 20 пъти по-голям магнитуд за периоди от секунди до години в зависимост от типа на звездата. Има множество причини, които предизвикват пулсирането на звездите. Пулсиращите променливи например, се издуват и свиват от вътрешни сили.

Затъмнително-двойните звезди намаляват своята яркост, когато слабият компаньон премине пред диска на втората звезда; а увеличават яркостта си, когато слабата звезда престане да закрива светлината от втората звезда.

Различните причини за изменението на светлината на променливите звезди служат за класифицирането на звездите на различни типове. Променливите звезди се делят на шест основни групи, в зависимост от основните причини, които пораждат променливостта. Това са: избухващи, пулсиращи, ротационни, катаклизмични и новоподобни, затъмнително-двойни и източници на силно променливо рентгеново излъчване. Всяка от тези групи обединява обекти с различна природа, отнасящи се към различни типове на променливост в блясъка. В същото време, едни и същи обекти могат едновременно да променят блясъка си по всевъзможни причини и комбинации между тях.

Цефеиди

Цефеиди

Цефеидите са пулсиращи променливи звезди. Класическите цефеиди тип a Cephei са дългопериодични променливи звезди от плоската компонента с периоди от 2-70дни. Масата им е между 5 и 20 пъти масата на Слънцето. Диаметърът им е 60 пъти по-голям от Слънцето и варира около 8% в продължение на периода. Тяхната звездна величина варира за период от 5,36 дни от 3,4 до 4,6. Техният спектрален тип варира от F5 с повърхностна температура 6580 K до спектрален тип G2 с повърхностна температура 5800 К. Те са на разстояние 300 pc от нас.

Променлива звезда

Изменението на блясъка на една пулсираща променлива звезда зависи главно от изменението на нейната повърхностна температура и значително по- малко от изменението на радиуса. При обяснението на този процес се използват знанията на учениците по химия и атомна физика. В подповърхностния слой на звездите съществува слой, където хелият е напълно йонизиран, в следствие на поглъщане на фотони с енергия 54,4 eV. Tова задържане на енергия в слоя води до създаване на голям температурен градиент. При звезди тип RR Lyrae и цефеидите енергията се пренася с лъчение. При изсветването He III преминава в He II. При свиване на звездата този коефициент на прозрачност отново нараства и затруднява излъчването, което отново йонизира хелия. Изменението на блясъка може да съвпада или не по фаза с пулсациите.Това зависи главно от дълбочината на слоя He III, както и от отклоненията от адиабатното свиване и разширяване. С комбинация от тези условия биха могли да се обяснят различни типове променливи.

Един от методите за определяне на разстоянието във Вселената е методът на паралакса, но за близки разстояния тий е неприложим.

За определяне на близки разстояния се използват променливите звезди. В процеса на изясняване на този метод се използват много фотометрични знания като: видима звездна величина; закон на Ламберт; връзка между осветеност и светимост, формула на Погсън; както и абсолютна звездна величина; връзка между разстоянието, видимата и абсолютната звездна величина; спектрална класификация.