Переменная звезда — это звезда , яркость которой, видимая с Земли (ее видимая величина ), систематически меняется со временем. Это изменение может быть вызвано изменением в излучаемом свете или чем-то, частично блокирующим свет, поэтому переменные звезды классифицируются как: [1]
Многие, возможно, большинство звезд демонстрируют по крайней мере некоторые колебания светимости: например, выход энергии Солнца изменяется примерно на 0,1% в течение 11-летнего солнечного цикла . [2]
Древнеегипетский календарь счастливых и несчастливых дней, составленный около 3200 лет назад, может быть старейшим сохранившимся историческим документом об открытии переменной звезды, затменной двойной звезды Алголь . [3] [4] [5] Известно также, что австралийские аборигены наблюдали за изменчивостью Бетельгейзе и Антареса , включая эти изменения яркости в повествования, которые передаются устно. [6] [7] [8]
Из современных астрономов первая переменная звезда была идентифицирована в 1638 году, когда Иоганнес Холварда заметил, что Омикрон Кита (позже названный Мирой) пульсирует в цикле, занимающем 11 месяцев; ранее звезда была описана как новая Давидом Фабрициусом в 1596 году. Это открытие, в сочетании со сверхновыми, наблюдавшимися в 1572 и 1604 годах, доказало, что звездное небо не было вечно неизменным, как учили Аристотель и другие древние философы. Таким образом, открытие переменных звезд способствовало астрономической революции шестнадцатого и начала семнадцатого веков.
Вторая переменная звезда, описанная Джеминиано Монтанари в 1669 году, — затменная переменная Алголь; Джон Гудрик дал правильное объяснение ее переменности в 1784 году. Хи Лебедя была идентифицирована в 1686 году Г. Кирхом , затем R Гидры в 1704 году Г. Д. Маральди . К 1786 году было известно десять переменных звезд. Сам Джон Гудрик открыл Дельту Цефея и Бету Лиры . С 1850 года число известных переменных звезд быстро увеличивалось, особенно после 1890 года, когда стало возможным идентифицировать переменные звезды с помощью фотографии.
В 1930 году астрофизик Сесилия Пейн опубликовала книгу «Звезды высокой светимости» [9], в которой она провела многочисленные наблюдения за переменными звездами, уделив особое внимание цефеидам . [10] Ее анализы и наблюдения за переменными звездами, проведенные совместно с ее мужем Сергеем Гапошкиным, заложили основу для всех последующих работ по этой теме. [11]
В последнем издании Общего каталога переменных звезд [12] (2008) перечислено более 46 000 переменных звезд в Млечном Пути, а также 10 000 в других галактиках и более 10 000 «предполагаемых» переменных звезд.
Наиболее распространенные виды изменчивости связаны с изменениями яркости, но встречаются и другие типы изменчивости, в частности изменения спектра . Объединяя данные кривой блеска с наблюдаемыми спектральными изменениями, астрономы часто могут объяснить, почему конкретная звезда является переменной.
Переменные звезды обычно анализируются с помощью фотометрии , спектрофотометрии и спектроскопии . Измерения их изменений яркости можно нанести на график, чтобы получить кривые блеска . Для регулярных переменных период изменения и его амплитуда могут быть очень хорошо установлены; для многих переменных звезд, однако, эти величины могут медленно меняться с течением времени или даже от одного периода к другому. Пиковые яркости на кривой блеска известны как максимумы, в то время как провалы известны как минимумы.
Астрономы-любители могут проводить полезные научные исследования переменных звезд, визуально сравнивая звезду с другими звездами в том же поле зрения телескопа , величины которых известны и постоянны. Оценивая величину переменной и отмечая время наблюдения, можно построить визуальную кривую блеска. Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд собирает такие наблюдения от участников по всему миру и делится данными с научным сообществом.
Из кривой блеска получены следующие данные:
Из спектра получены следующие данные:
В очень редких случаях удается сделать снимки звездного диска. На них могут быть видны более темные пятна на его поверхности.
Объединение кривых блеска со спектральными данными часто дает подсказку относительно изменений, которые происходят в переменной звезде. [13] Например, свидетельство пульсирующей звезды обнаруживается в ее смещающемся спектре, поскольку ее поверхность периодически движется к нам и от нас с той же частотой, что и ее изменяющаяся яркость. [14]
Около двух третей всех переменных звезд, по-видимому, пульсируют. [15] В 1930-х годах астроном Артур Стэнли Эддингтон показал, что математические уравнения, описывающие внутреннюю часть звезды, могут приводить к нестабильностям, которые заставляют звезду пульсировать. [16] Наиболее распространенный тип нестабильности связан с колебаниями степени ионизации во внешних, конвективных слоях звезды. [17]
Когда звезда находится в фазе разбухания, ее внешние слои расширяются, заставляя их охлаждаться. Из-за снижения температуры степень ионизации также уменьшается. Это делает газ более прозрачным, и, таким образом, звезде становится легче излучать свою энергию. Это, в свою очередь, заставляет звезду начать сжиматься. Поскольку газ таким образом сжимается, он нагревается, и степень ионизации снова увеличивается. Это делает газ более непрозрачным, и излучение временно захватывается газом. Это нагревает газ еще больше, заставляя его снова расширяться. Таким образом, поддерживается цикл расширения и сжатия (разбухания и сжатия). [ необходима цитата ]
Известно, что пульсация цефеид обусловлена колебаниями ионизации гелия (от He ++ до He + и обратно до He ++ ). [18]
В данном созвездии первые открытые переменные звезды обозначались буквами от R до Z, например, R Andromedae . Эта система номенклатуры была разработана Фридрихом В. Аргеландером , который дал первой ранее неназванной переменной в созвездии букву R, первую букву, не использованную Байером . Буквы от RR до RZ, от SS до SZ, до ZZ используются для следующих открытий, например, RR Lyrae . Более поздние открытия использовали буквы от AA до AZ, от BB до BZ, и до QQ через QZ (с опущенной буквой J). После того, как эти 334 комбинации исчерпаны, переменные нумеруются в порядке открытия, начиная с префикса V335 и далее.
Переменные звезды могут быть как внутренними , так и внешними .
Эти подгруппы сами по себе делятся на определенные типы переменных звезд, которые обычно называются по имени своего прототипа. Например, карликовые новые обозначаются как звезды U Geminorum по имени первой признанной звезды в этом классе, U Geminorum .
Примеры типов в рамках этих подразделений приведены ниже.
Пульсирующие звезды разбухают и сжимаются, что влияет на их яркость и спектр. Пульсации обычно делятся на: радиальные , когда вся звезда расширяется и сжимается как единое целое; и нерадиальные, когда одна часть звезды расширяется, а другая сжимается.
В зависимости от типа пульсации и ее расположения внутри звезды существует естественная или фундаментальная частота , которая определяет период звезды. Звезды также могут пульсировать в гармонике или обертоне , который является более высокой частотой, соответствующей более короткому периоду. Пульсирующие переменные звезды иногда имеют один четко определенный период, но часто они пульсируют одновременно с несколькими частотами, и для определения отдельных интерферирующих периодов требуется сложный анализ. В некоторых случаях пульсации не имеют определенной частоты, вызывая случайные изменения, называемые стохастическими . Изучение звездных внутренностей с использованием их пульсаций известно как астросейсмология .
Фаза расширения пульсации вызвана блокировкой внутреннего потока энергии материалом с высокой непрозрачностью, но это должно произойти на определенной глубине звезды, чтобы создать видимые пульсации. Если расширение происходит ниже конвективной зоны, то на поверхности не будет видно никаких изменений. Если расширение происходит слишком близко к поверхности, восстанавливающая сила будет слишком слабой, чтобы создать пульсацию. Возвращающей силой для создания фазы сжатия пульсации может быть давление, если пульсация происходит в невырожденном слое глубоко внутри звезды, и это называется акустической или барической модой пульсации, сокращенно p-модой . В других случаях восстанавливающей силой является гравитация , и это называется g-модой . Пульсирующие переменные звезды обычно пульсируют только в одной из этих мод.
Эта группа состоит из нескольких видов пульсирующих звезд, все они находятся на полосе нестабильности , которые очень регулярно разбухают и сжимаются, что вызвано собственным массовым резонансом звезды , как правило, фундаментальной частотой . Обычно считается, что механизм клапана Эддингтона для пульсирующих переменных объясняет пульсации, подобные цефеидам. Каждая из подгрупп на полосе нестабильности имеет фиксированную связь между периодом и абсолютной величиной, а также связь между периодом и средней плотностью звезды. Связь между периодом и светимостью была впервые установлена для дельта-цефеид Генриеттой Ливитт и делает эти цефеиды с высокой светимостью очень полезными для определения расстояний до галактик в пределах Местной группы и за ее пределами. Эдвин Хаббл использовал этот метод, чтобы доказать, что так называемые спиральные туманности на самом деле являются далекими галактиками.
Цефеиды названы только в честь Дельты Цефея , в то время как совершенно отдельный класс переменных звёзд назван в честь Беты Цефея .
Классические цефеиды (или переменные дельта Цефея) — это желтые сверхгиганты популяции I (молодые, массивные и яркие), которые испытывают пульсации с очень регулярными периодами порядка дней или месяцев. 10 сентября 1784 года Эдвард Пиготт обнаружил переменность Эта Орла , первого известного представителя класса переменных цефеид. Однако тезкой классических цефеид является звезда Дельта Цефея , которую Джон Гудрик обнаружил как переменную несколько месяцев спустя.
Цефеиды типа II (исторически называемые звездами W Virginis) имеют чрезвычайно регулярные пульсации света и соотношение светимости, очень похожее на переменные δ Цефея, поэтому изначально их путали с последней категорией. Звезды типа II относятся к более старым звездам населения II , чем цефеиды типа I. У цефеид типа II несколько более низкая металличность , гораздо меньшая масса, несколько более низкая светимость и слегка смещенное соотношение периода и светимости, поэтому всегда важно знать, какой тип звезды наблюдается.
Эти звезды несколько похожи на цефеиды, но не такие яркие и имеют более короткие периоды. Они старше цефеид типа I, относятся к Населению II , но имеют меньшую массу, чем цефеиды типа II. Из-за их частого появления в шаровых скоплениях их иногда называют цефеидами скоплений . Они также имеют хорошо установленную связь периода и светимости, и поэтому также полезны в качестве индикаторов расстояния. Эти звезды A-типа изменяются примерно на 0,2–2 звездных величины (от 20% до более 500% изменения светимости) в течение периода от нескольких часов до суток или более.
Переменные типа Дельта Щита (δ Sct) похожи на цефеиды, но гораздо слабее и с гораздо более короткими периодами. Когда-то их называли карликовыми цефеидами . Они часто показывают много наложенных друг на друга периодов, которые объединяются, образуя чрезвычайно сложную кривую блеска. Типичная звезда типа δ Щита имеет амплитуду 0,003–0,9 звездной величины (изменение светимости от 0,3% до примерно 130%) и период 0,01–0,2 дня. Их спектральный тип обычно находится между A0 и F5.
Эти звезды спектрального класса от A2 до F5, похожие на переменные типа δ Scuti, встречаются в основном в шаровых скоплениях. Они демонстрируют колебания яркости порядка 0,7 звездной величины (около 100% изменения светимости) или около того каждые 1-2 часа.
Эти звезды спектрального типа A или иногда F0, подкласс переменных типа δ Scuti, обнаруженных на главной последовательности. Они имеют чрезвычайно быстрые изменения с периодами в несколько минут и амплитудами в несколько тысячных величины.
Долгопериодические переменные звезды — это холодные эволюционировавшие звезды, которые пульсируют с периодами от нескольких недель до нескольких лет.
Переменные Миры являются красными гигантами Асимптотической ветви гигантов (AGB). За периоды в несколько месяцев они тускнеют и становятся ярче на величину от 2,5 до 11 , что составляет от 6 до 30 000 раз изменение светимости. Сама Мира , также известная как Омикрон Кита (ο Cet), меняет яркость от почти 2-й величины до такой слабой, как 10-я величина, с периодом примерно 332 дня. Очень большие визуальные амплитуды в основном обусловлены смещением выхода энергии между визуальным и инфракрасным диапазонами по мере изменения температуры звезды. В некоторых случаях переменные Миры показывают резкие изменения периода в течение десятилетий, что, как полагают, связано с тепловым пульсирующим циклом самых продвинутых звезд AGB.
Это красные гиганты или сверхгиганты . Полуправильные переменные могут иногда показывать определенный период, но чаще показывают менее четко определенные вариации, которые иногда можно разрешить на несколько периодов. Хорошо известным примером полуправильной переменной является Бетельгейзе , которая меняется от примерно +0,2 до +1,2 величины (изменение светимости в 2,5 раза). По крайней мере, некоторые из полуправильных переменных очень тесно связаны с переменными типа Мира, возможно, единственное отличие заключается в пульсации в другой гармонике.
Это красные гиганты или сверхгиганты с небольшой или отсутствующей обнаруживаемой периодичностью. Некоторые из них являются плохо изученными полурегулярными переменными, часто с несколькими периодами, но другие могут быть просто хаотичными.
Многие переменные красные гиганты и сверхгиганты показывают изменения в течение нескольких сотен или нескольких тысяч дней. Яркость может меняться на несколько величин, хотя часто она намного меньше, с более быстрыми первичными изменениями, наложенными друг на друга. Причины этого типа изменений не совсем понятны, их по-разному приписывают пульсациям, двойственности и вращению звезд. [19] [20] [21]
Переменные типа Бета Цефея (β Cep) (иногда называемые переменными типа Бета Большого Пса , особенно в Европе) [22] испытывают короткие периоды пульсаций порядка 0,1–0,6 дня с амплитудой 0,01–0,3 звездной величины (изменение светимости от 1% до 30%). Они наиболее яркие во время минимального сжатия. Многие звезды такого типа демонстрируют несколько периодов пульсаций. [23]
Медленно пульсирующие звезды B (SPB) — это горячие звезды главной последовательности, немного менее яркие, чем звезды типа Бета Цефея, с более длинными периодами и большими амплитудами. [24]
Прототипом этого редкого класса является V361 Гидры , субкарликовая звезда B 15-й величины . Они пульсируют с периодами в несколько минут и могут одновременно пульсировать с несколькими периодами. Они имеют амплитуды в несколько сотых величины и им присвоен акроним GCVS RPHS. Они являются пульсаторами p-моды . [25]
Звезды этого класса являются сверхгигантами типа Bp с периодом 0,1–1 день и амплитудой 0,1 звездной величины в среднем. Их спектры необычны тем, что имеют слабый водород , в то время как линии углерода и гелия, с другой стороны, очень сильны, тип Extreme gelium star .
Это желтые сверхгиганты (на самом деле маломассивные пост-AGB звезды на самой яркой стадии их жизни), которые имеют чередующиеся глубокие и неглубокие минимумы. Эта двухпиковая вариация обычно имеет периоды 30–100 дней и амплитуды 3–4 звездных величин. На эту вариацию могут накладываться долговременные вариации с периодами в несколько лет. Их спектры имеют тип F или G при максимальной яркости и тип K или M при минимальной яркости. Они лежат вблизи полосы нестабильности, холоднее, чем цефеиды типа I, и более яркие, чем цефеиды типа II. Их пульсации вызваны теми же основными механизмами, связанными с непрозрачностью гелия, но они находятся на совершенно другой стадии своей жизни.
Переменные типа альфа Лебедя (α Cyg) — нерадиально пульсирующие сверхгиганты спектральных классов от B ep до A ep Ia. Их периоды варьируются от нескольких дней до нескольких недель, а амплитуды их изменений обычно составляют порядка 0,1 величины. Изменения блеска, которые часто кажутся нерегулярными, вызваны суперпозицией многих колебаний с близкими периодами. Денеб в созвездии Лебедя является прототипом этого класса.
Переменные типа Гамма Золотой Рыбы (γ Dor) — это нерадиально пульсирующие звезды главной последовательности спектральных классов от F до позднего A. Их периоды составляют около суток, а амплитуды обычно составляют порядка 0,1 звездной величины.
Эти нерадиально пульсирующие звезды имеют короткие периоды от сотен до тысяч секунд с крошечными флуктуациями от 0,001 до 0,2 звездной величины. Известные типы пульсирующих белых карликов (или пред-белых карликов) включают DAV , или ZZ Ceti , звезды с атмосферой, в которой преобладает водород, и спектральным типом DA; [26] DBV , или V777 Her , звезды с атмосферой, в которой преобладает гелий, и спектральным типом DB; [27] и звезды GW Vir с атмосферой, в которой преобладают гелий, углерод и кислород. Звезды GW Vir можно подразделить на звезды DOV и PNNV . [28] [29]
Солнце колеблется с очень низкой амплитудой в большом количестве мод с периодами около 5 минут. Изучение этих колебаний известно как гелиосейсмология . Колебания на Солнце вызываются стохастически конвекцией в его внешних слоях. Термин «солнечноподобные колебания» используется для описания колебаний в других звездах, которые возбуждаются таким же образом, и изучение этих колебаний является одним из основных направлений активных исследований в области астросейсмологии .
Голубой пульсатор большой амплитуды (BLAP) — это пульсирующая звезда, характеризующаяся изменениями от 0,2 до 0,4 звездной величины с типичными периодами от 20 до 40 минут.
Быстрый желтый пульсирующий сверхгигант (FYPS) — это светящийся желтый сверхгигант с пульсациями короче суток. Считается, что они эволюционировали после фазы красного сверхгиганта, но механизм пульсаций неизвестен. Класс был назван в 2020 году на основе анализа наблюдений TESS . [30]
Эруптивные переменные звезды демонстрируют нерегулярные или полурегулярные изменения яркости, вызванные потерей материала звездой или, в некоторых случаях, его аккрецией к ней. Несмотря на название, это не взрывные события.
Протозвезды — это молодые объекты, которые еще не завершили процесс сжатия из газовой туманности в настоящую звезду. Большинство протозвезд демонстрируют нерегулярные изменения яркости.
Считается, что переменность более массивных (2–8 солнечных масс) звезд Хербига Ae/Be обусловлена газопылевыми сгустками, вращающимися в околозвездных дисках.
Переменные Ориона — молодые, горячие звезды до главной последовательности, обычно погруженные в туманность. Они имеют нерегулярные периоды с амплитудами в несколько величин. Хорошо известный подтип переменных Ориона — переменные типа Т Тельца . Переменность звезд типа Т Тельца обусловлена пятнами на поверхности звезды и газопылевыми сгустками, вращающимися в околозвездных дисках.
Эти звезды находятся в отражательных туманностях и демонстрируют постепенное увеличение своей светимости порядка 6 величин, за которым следует длительная фаза постоянной яркости. Затем они тускнеют на 2 величины (становятся в шесть раз тусклее) или около того в течение многих лет. Например, V1057 Cygni потускнела на 2,5 величины (становятся в десять раз тусклее) в течение одиннадцатилетнего периода. Переменные FU Orionis имеют спектральный тип от A до G и, возможно, являются эволюционной фазой в жизни звезд типа T Tauri .
Крупные звезды теряют свою материю относительно легко. По этой причине изменчивость, вызванная извержениями и потерей массы, довольно распространена среди гигантов и сверхгигантов.
Также известные как переменные S Doradus , самые яркие известные звезды принадлежат к этому классу. Примерами служат гипергиганты η Carinae и P Cygni . Они имеют постоянную высокую потерю массы, но с интервалами в годы внутренние пульсации заставляют звезду превышать свой предел Эддингтона, и потеря массы значительно увеличивается. Визуальная яркость увеличивается, хотя общая светимость в основном не меняется. Гигантские извержения, наблюдаемые в нескольких LBV, действительно увеличивают светимость, настолько, что их назвали самозванцами сверхновых , и могут быть другим типом событий.
Эти массивные эволюционировавшие звезды нестабильны из-за своей высокой светимости и положения над полосой нестабильности, и они демонстрируют медленные, но иногда большие фотометрические и спектроскопические изменения из-за высокой потери массы и случайных более крупных извержений в сочетании с вековыми вариациями в наблюдаемой временной шкале. Наиболее известным примером является Rho Cassiopeiae .
Хотя эти звезды классифицируются как эруптивные переменные, они не испытывают периодического увеличения яркости. Вместо этого они проводят большую часть времени с максимальной яркостью, но через нерегулярные интервалы они внезапно тускнеют на 1–9 величин (становятся в 2,5–4000 раз тусклее), прежде чем восстановить свою первоначальную яркость в течение месяцев или лет. Большинство из них классифицируются как желтые сверхгиганты по светимости, хотя на самом деле они являются звездами post-AGB, но существуют как красные, так и синие гигантские звезды R CrB. R Coronae Borealis (R CrB) является прототипом звезды. Переменные DY Persei являются подклассом переменных R CrB, которые имеют периодическую изменчивость в дополнение к своим извержениям.
Классические звезды популяции I Вольфа–Райе — это массивные горячие звезды, которые иногда демонстрируют переменность, вероятно, из-за нескольких различных причин, включая бинарные взаимодействия и вращающиеся газовые сгустки вокруг звезды. Они демонстрируют широкий спектр эмиссионных линий с линиями гелия , азота , углерода и кислорода . Изменения в некоторых звездах кажутся стохастическими, в то время как другие показывают несколько периодов.
Переменные звезды типа Гамма Кассиопеи (γ Cas) — это не сверхгигантские быстровращающиеся звезды эмиссионного типа класса B, которые нерегулярно колеблются до 1,5 звездных величин (4-кратное изменение светимости) из-за выброса вещества в их экваториальных областях, вызванного быстрой скоростью вращения.
У звезд главной последовательности большая эруптивная изменчивость является исключительной. Она распространена только среди вспыхивающих звезд , также известных как переменные UV Ceti , очень слабых звезд главной последовательности, которые испытывают регулярные вспышки. Они увеличивают яркость до двух величин (в шесть раз ярче) всего за несколько секунд, а затем возвращаются к нормальной яркости за полчаса или меньше. Несколько близлежащих красных карликов являются вспыхивающими звездами, включая Proxima Centauri и Wolf 359 .
Это тесные двойные системы с высокоактивными хромосферами, включая огромные солнечные пятна и вспышки, которые, как полагают, усиливаются близким компаньоном. Масштабы изменчивости варьируются от дней, близких к орбитальному периоду, а иногда и с затмениями, до лет, поскольку активность солнечных пятен меняется.
Сверхновые — наиболее драматичный тип катаклизмической переменной, являясь одним из самых энергичных событий во Вселенной. Сверхновая может на короткое время испустить столько же энергии, сколько целая галактика , становясь ярче более чем на 20 звездных величин (более чем в сто миллионов раз ярче). Взрыв сверхновой вызывается белым карликом или ядром звезды, достигающим определенного предела массы/плотности, предела Чандрасекара , в результате чего объект коллапсирует за доли секунды. Этот коллапс «отскакивает» и заставляет звезду взорваться и испустить это огромное количество энергии. Внешние слои этих звезд сдуваются со скоростью многих тысяч километров в секунду. Выброшенное вещество может образовывать туманности, называемые остатками сверхновой . Известным примером такой туманности является Крабовидная туманность , оставшаяся после сверхновой, которая наблюдалась в Китае и других местах в 1054 году. Объект-прародитель может либо полностью распасться при взрыве, либо, в случае массивной звезды, ядро может стать нейтронной звездой (обычно пульсаром ) или черной дырой .
Сверхновые могут возникнуть в результате смерти чрезвычайно массивной звезды, во много раз тяжелее Солнца. В конце жизни этой массивной звезды из термоядерного пепла образуется неплавкое железное ядро. Это железное ядро толкается к пределу Чандрасекара, пока не превзойдет его и, следовательно, не разрушится. Одной из наиболее изученных сверхновых этого типа является SN 1987A в Большом Магеллановом Облаке .
Сверхновая может также возникнуть в результате переноса массы на белый карлик от звезды-компаньона в двойной звездной системе. Предел Чандрасекара преодолевается падающим веществом. Абсолютная светимость этого последнего типа связана со свойствами его кривой блеска, так что эти сверхновые могут использоваться для установления расстояния до других галактик.
Яркие красные новые — это звездные взрывы, вызванные слиянием двух звезд. Они не связаны с классическими новыми . Они имеют характерный красный вид и очень медленный спад после первоначальной вспышки.
Новые также являются результатом драматических взрывов, но в отличие от сверхновых не приводят к разрушению звезды-прародительницы. Также в отличие от сверхновых, новые загораются от внезапного начала термоядерного синтеза, который при определенных условиях высокого давления ( вырожденная материя ) ускоряется взрывообразно. Они образуются в тесных двойных системах , один компонент которых является белым карликом, аккрецирующим материю из другого обычного звездного компонента, и могут повторяться в течение периодов от десятилетий до столетий или тысячелетий. Новые классифицируются как быстрые , медленные или очень медленные , в зависимости от поведения их кривой блеска. Было зарегистрировано несколько новых, видимых невооруженным глазом , Nova Cygni 1975 была самой яркой в недавней истории, достигнув 2-й величины.
Карликовые новые — это двойные звезды, включающие белый карлик , в которых перенос материи между компонентами приводит к регулярным вспышкам. Существует три типа карликовых новых:
Системы DQ Herculis — это взаимодействующие двойные, в которых звезда малой массы передает массу сильномагнитному белому карлику. Период вращения белого карлика значительно короче, чем период обращения двойного карлика, и иногда может быть обнаружен как фотометрическая периодичность. Аккреционный диск обычно формируется вокруг белого карлика, но его самые внутренние области магнитно усекаются белым карликом. После захвата магнитным полем белого карлика материал из внутреннего диска перемещается вдоль линий магнитного поля, пока не аккрецирует. В крайних случаях магнетизм белого карлика препятствует образованию аккреционного диска.
В этих катаклизмических переменных магнитное поле белого карлика настолько сильное, что синхронизирует период вращения белого карлика с двойным орбитальным периодом. Вместо формирования аккреционного диска, аккреционный поток направляется вдоль линий магнитного поля белого карлика, пока не столкнется с белым карликом вблизи магнитного полюса. Циклотронное излучение, испускаемое из области аккреции, может вызывать орбитальные вариации нескольких величин.
Эти симбиотические двойные системы состоят из красного гиганта и горячей голубой звезды, окутанной облаком газа и пыли. Они испытывают вспышки, подобные вспышкам новых звезд, с амплитудой до 4 звездных величин. Прототипом этого класса является Z Andromedae .
Переменные AM CVn — это симбиотические двойные, в которых белый карлик аккрецирует богатый гелием материал либо от другого белого карлика, либо от гелиевой звезды, либо от эволюционировавшей звезды главной последовательности. Они испытывают сложные изменения, а иногда и не испытывают никаких изменений, с ультракороткими периодами.
Существуют две основные группы внешних переменных: вращающиеся звезды и затменные звезды.
Звезды с крупными солнечными пятнами могут показывать значительные изменения яркости по мере вращения, и более яркие области поверхности становятся видимыми. Яркие пятна также возникают на магнитных полюсах магнитных звезд. Звезды с эллипсоидальными формами также могут показывать изменения яркости, поскольку они представляют наблюдателю различные области своей поверхности. [31]
Это очень близкие двойные, компоненты которых являются несферическими из-за их приливного взаимодействия. По мере вращения звезд площадь их поверхности, обращенной к наблюдателю, изменяется, и это, в свою очередь, влияет на их яркость, видимую с Земли.
Поверхность звезды неравномерно яркая, а имеет более темные и более яркие области (как солнечные пятна ). Хромосфера звезды также может различаться по яркости. По мере вращения звезды мы наблюдаем изменения яркости в несколько десятых звездных величин.
Эти звезды вращаются чрезвычайно быстро (~100 км/с на экваторе ); поэтому они имеют эллипсоидальную форму. Они (по-видимому) являются одиночными гигантскими звездами со спектральными типами G и K и показывают сильные хромосферные эмиссионные линии . Примерами являются FK Com , V1794 Cygni и UZ Librae. Возможным объяснением быстрого вращения звезд FK Comae является то, что они являются результатом слияния (контактной) двойной звезды . [34]
Звезды типа BY Draconis имеют спектральный класс K или M и изменяются менее чем на 0,5 звездной величины (изменение светимости составляет 70%).
Переменные звезды типа Alpha 2 Canum Venaticorum (α 2 CVn) — это звезды главной последовательности спектрального класса B8–A7, которые демонстрируют колебания от 0,01 до 0,1 звездной величины (от 1% до 10%) из-за изменений в их магнитных полях.
Звезды этого класса демонстрируют колебания яркости порядка 0,1 звездной величины, вызванные изменениями их магнитных полей из-за высоких скоростей вращения.
В видимом свете обнаружено несколько пульсаров . Эти нейтронные звезды меняют яркость по мере вращения. Из-за быстрого вращения изменения яркости происходят чрезвычайно быстро, от миллисекунд до нескольких секунд. Первым и самым известным примером является пульсар в Крабовидной галактике .
Внешние переменные имеют вариации яркости, которые видны земным наблюдателям из-за какого-то внешнего источника. Одной из наиболее распространенных причин этого является наличие двойной звезды-компаньона, так что эти две звезды вместе образуют двойную звезду . При наблюдении под определенным углом одна звезда может затмить другую, что приведет к уменьшению яркости. Одна из самых известных затменных двойных звезд — Алголь , или Бета Персея (β Per).
Переменные Алголя испытывают затмения с одним или двумя минимумами, разделенными периодами почти постоянного блеска. Прототипом этого класса является Алголь в созвездии Персея .
Двойные периодические переменные демонстрируют циклический массообмен, который заставляет орбитальный период предсказуемо меняться в течение очень длительного периода. Наиболее известным примером является V393 Scorpii.
Переменные типа Бета Лиры (β Lyr) — чрезвычайно близкие двойные звезды, названные в честь звезды Шелиак . Кривые блеска этого класса затменных переменных постоянно меняются, что делает практически невозможным определение точного начала и конца каждого затмения.
W Serpentis — прототип класса полуразделенных двойных, включающих гиганта или сверхгиганта, передающего материал массивной более компактной звезде. Они характеризуются и отличаются от похожих систем β Lyr сильным ультрафиолетовым излучением от горячих точек аккреции на диске материала.
Звезды этой группы показывают периоды менее суток. Звезды расположены так близко друг к другу, что их поверхности почти соприкасаются друг с другом.
Звезды с планетами также могут показывать изменения яркости, если их планеты проходят между Землей и звездой. Эти изменения намного меньше, чем те, которые наблюдаются у звездных компаньонов, и их можно обнаружить только при очень точных наблюдениях. Примерами являются HD 209458 и GSC 02652-01324 , а также все планеты и кандидаты в планеты, обнаруженные миссией Kepler .
