Відкрити головне меню

Пульсуючі змінні зорі — змінні зорі, чия яскравість більш або менш регулярно змінюється внаслідок дії внутрішнього механізму. У майже всіх пульсуючих змінних зір це викликано каппа-механізмом.

ІсторіяРедагувати

Ще 1879 року Август Ріттер запропонував, що зорі можуть радіально коливатись.

До того крива блиску змінної зорі пояснювалась ефектом затемнення в подвійній зоряній системі або зміною яскравості при обертанні. Гарлоу Шеплі 1914 року, однак, показав, що строго періодична зміна яскравості δ Цефея не пояснюється затемнюваністю; спостережувані радіальні швидкості в подвійній зоряній системі повинні були означати, що зорі повинні кружляти довкола спільного перицентру.

Види коливаньРедагувати

Пульсуючі змінні можуть коливались:

Коливання можуть здійснюватися:

Зміна радіусу коливається від 0 при нерадіальних коливаннях до 10 відсотків у цефеїд; у червоних гігантів спостерігається безперервний перехід атмосфери в міжзоряне середовище, тому зміну радіуса не може бути визначено.

Механізми стимулюванняРедагувати

Домінуючим механізмом збудження пульсацій є каппа-механізм. Він заснований на нелінійній непрозорості — непрозорості в атмосфері зорі для енергії, виробленої всередині. Коли енергію один шар частково поглинає, зовнішні шари намагаються повернутися в стан рівноваги шляхом скорочення. Поглинання енергії в шарі призводить до його розширення, і, отже, виділяється енергія. Надлишок енергії у верхніх шарах атмосфери призводить до розширення атмосфери, в той час як в шарі поглинання непрозорість знову зростає і цикл починається заново.

Епсилон-механізм, навпаки, ґрунтується на зміні швидкості виробництва енергії при ядерному синтезі. Цей механізм часто припускається, але він ще не підтверджений шляхом спостережень.

Сонце, сонцеподібні зорі і деякі червоні гіганти збуджуються до коливання стохастично шляхом конвекції:[1] конвекційні ділянки транспортують тепло через підйом матеріалу у більш холодні шари атмосфери, і при цьому переносять кінетичну енергію, яка може простимулювати коливання у зовнішніх шарах атмосфери.[1]

Коливання зорі можуть також стимулюватись її компаньйоном в подвійній зоряній системі, за рахунок дії припливних сил, які періодично через ексцентричну орбіту передаються на зорю. Прикладом є еліпсоїдальна змінна. Коливання стимулюються в перигелії. Через внутрішнє тертя коливання загасають, і амплітуда збільшується до наступного проходу перигелію.[2]

ЗначенняРедагувати

Значення пульсацій змінних зір для астрофізики:

Нелінійні ефектиРедагувати

У червоних гігантів коливання не будуть відображатись на поверхні зорі, а продовжувати перебіг далі через зовнішню атмосферу. Через більш низьку щільність верхніх шарів червоних гігантів, це веде до утворення ударної хвилі, коли частина зовнішньої атмосфери прискорюється понад швидкість утікання. Результатом є втрата маси, яка може досягати для зір типу OH/IR до 10−4 мас Сонця у рік.

ПідгрупиРедагувати

  • Змінні типу α Лебедя є нерадіально пульсуючими надгігантами спектральних класів від Bep до Aep і класу світності Ia. Видима нерегулярна зміна яскравості насправді є наслідком накладання декількох близько розташованих періодів. Довжина циклів становить від декількох діб до тижнів.
  • Змінні типу β Цефея (змінні типу β Великого Пса): зірки Головної послідовності спектральних класів від B0.5 до В2 і низької амплітуди.
  • Цефєїди є радіально пульсуючими надгігантами з періодами між 1 і 130 діб і амплітудами до 2 зоряних величин у видимому світлі. Їх спектральний тип слабшає при зміні світності між F і K, причому спектральний тип в мінімумі буде пізніше з довжиною періоду. Важливість цефеїд полягає у відношенні період-світність, тому ці змінні зорі використовуються як стандартні свічки для вимірювання відстані всередині і за межами Чумацького Шляху . У цефеїд виділено чотири підгрупи:
    • Класичні цефєїди — молоді масивні зорі (більше 3-х мас Сонця), які розвинулись від головної послідовності і багаторазово перетинають смуги нестабільності. Вони належать до дискової популяції (населення І) і часто зустрічаються у відкритих зоряних скупченнях.
    • змінні типу W Діви є цефєїдами, що складаються зі старих зірок, які належать до сферичної популяції (населення ІІ). Вони мають маси менше однієї маси Сонця. Два види цефеїд розрізняються формою кривої блиску та відношенням період-світність.
    • Бімодальні цефеїди типу CEP(B) пульсують з не менш ніж 2-ма періодами.
    • підтип DECPS показує невелику амплітуду і симетричні криві блиску. Ці цефєїди пульсують, швидше за все, у першій гармоніці.
    • Аномальні цефеїди (англ. anomalous Cepheids), прототипом яких є зоря BL Boo. Ці цефєїди мають періоди менше одного дня, як змінні типу RR Ліри, зі світністю, що більш характерна для цефеїд і на 2 зоряні величини перевищує світність змінних типу RR Ліри.
  • Змінні типу δ Щита: короткоперіодичні змінні поблизу головної послідовності з періодами від 0,02 до 0,3 днів і найбільш низької амплітуди, яка як виняток сягає до 0,8 зоряної величини. Спектральний клас від A до F.
  • Змінні типу SX Фенікса: схожі на змінні типу Дельти Щита, але належать до популяції II.
  • Змінні типу γ Золотої Риби: однорідна група зірок спектрального класу F0-F2 і розташування поблизу або на головній послідовності. Період коливається від 0,4 до 3 днів, а амплітуда сягає до 0,1 зоряної величини.
  • Довгоперіодичні блакитні змінні спектрального класу B (LPB) з періодами близько одного дня.
  • До довгоперіодичних змінних належать:
    • Міриди: гігантські зірки пізніх спектральних типів (M, C або S) з емісійними лініями. Криві яскравості змінні, а періоди коливаються від 80 до 1000 діб. Амплітуда у візуальному діапазоні сягає від 2,5 до 8 зоряних величин.
    • Напівправильні змінні зорі (SR) та Нерегулярні (L): гіганти і надгіганти від середнього до пізнього спектральних класів. Їх квазіперіоди бувають у діапазоні від 30 до декількох тисяч днів.
  • Змінні типу PV Телескопа — багаті на гелій і вуглець змінні спектрального класу Bp. Амплітуди не перевищують 0,1 зоряної величини, періоди — між 0,1 і одним днем.
  • змінні типу RR Ліри: зорі з регулярною зміною світності до 2 mag в періодах між 0,2 і 1 днем. Спектральний клас від A до F.
  • Змінні типу RV Тельця: яскраві гіганти і надгіганти спектральних класів від F до K, які мають черговані глибокі і дрібні мінімуми. Періоди розташовані приблизно між 30 і 150 днів, при чому можуть накладатись довгоперіодичні зміни яскравості близько 1000 днів. Амплітуда може досягати до 3 mag.
  • Швидкопульсуючі карлики B з періодами порядку декількох хвилин при невеликій амплітуді.
  • змінні типу ZZ Кита: Білі карлики з дуже короткими періодами менше 20 хвилин і малою амплітудою.
  • нововиявлені групи пульсуючих змінних зір, які ще не мають назви в General Catalogue of Variable Stars:
    • Сонцеподібні пульсатори: їх коливання відбуваються не через каппа-механізм, а шляхом висхідних конвективних течій.
    • група молодих зірок в розсіяних скупченнях з періодами між 0,1 і 0,7 днів і амплітудами в діапазоні від менше 0,005 зоряних величин. На HR-діаграмі ці зорі знаходяться між зорями SPB і Дельта Щита. Пульсації можуть виникати внаслідок обертання зірки.[3]
    • схожі на змінні типу RR Ліри, які мають криву блиску схожу змінні типу RR Ліри, але самі зорі значно меншої світності і маси. Ці зорі розвиваються тільки шляхом обміну масою в тісних подвійних зоряних системах.[4]
    • Білі карлики з низькою масою та щільною атмосферою, у подвійних зоряних системах. Вони виникають, коли зоря починає процес перетворення у червоний гігант, але при її радіусі розширення матерії втрачає більшу частину своєї атмосфери на зорю-компаньйон.[5]
    • Гібридні пульсатори: нещодавно виявлені пульсатори з радіальними коливаннями, як у коливаються у нижньому (низький порядок / низька амплітуда) p-режимі і g-режимі, а також у вищому (високий порядок / висока амплтітуда) g-режимі.[6][7] При цьому вони можутб належати до декількох типів змінних одночасно. Приклад: Kepler-11145123 (KIC 11145123)[8] Більшість відомих гібридних пульсатори належать до змінних типів γ Золотої Риби–δ Щита.[9]

ІншеРедагувати

Незважаючи на подібність імен, пульсари відносяться до обертальних змінних. Їх назва походить від імпульсних радіохвиль, які було отримано при виявленні нейтронних зір.

ПриміткиРедагувати

  1. а б Gravity modes as a way to distinguish between hydrogen- and helium-burning red giant stars 471. 2011. с. 608–611. doi:10.1038/nature09935. 
  2. A Class of Eccentric Binaries with Dynamic Tidal Distortions Discovered with Kepler. 2012. arXiv:1203.6115. 
  3. Stellar variability in open clusters. I. A new class of variable stars in NGC 3766. 2013. arXiv:1304.5266v2. 
  4. Pulsation models for the 0.26M_sun star mimicking RR Lyrae pulsator. Model survey for the new class of variable stars. 2012. arXiv:1210.6030v2. 
  5. Multi-periodic pulsations of a stripped red giant star in an eclipsing binary. 2013. arXiv:1307.1654v1. 
  6. [users.camk.edu.pl Observational Asteroseismology] (PDF). 2007. с. 14. 
  7. [[[:Шаблон:Google Buch]] Asteroseismology]. Astronomy and Astrophysics Library. Springer Science+Business Media. 2010. с. 679. ISBN 978-1-4020-5803-5. 
  8. [advances.sciencemag.org Shape of a slowly rotating star measured by asteroseismology] 2. 2016-11-16. doi:10.1126/sciadv.1601777. 
  9. [advances.sciencemag.org Shape of a slowly rotating star measured by asteroseismology]. 2016-11. 

Див. такожРедагувати

ЛітератураРедагувати