Переменная звезда — это звезда , яркость которой, видимая с Земли ( видимая звездная величина ), меняется со временем. Это изменение может быть вызвано изменением излучаемого света или чем-то, частично блокирующим свет, поэтому переменные звезды классифицируются как: [1]
Многие, а возможно, и большинство звезд имеют, по крайней мере, некоторые изменения в светимости: например, выходная энергия Солнца меняется примерно на 0,1% в течение 11-летнего солнечного цикла . [2]
Древнеегипетский календарь счастливых и неудачных дней, составленный около 3200 лет назад, возможно, является старейшим сохранившимся историческим документом об открытии переменной звезды, затменной двойной звезды Алголь . [3] [4] [5] Австралийские аборигены также известны тем, что наблюдали изменчивость Бетельгейзе и Антареса , включая эти изменения яркости в повествования, которые передаются из уст в уста. [6] [7] [8]
Среди современных астрономов первая переменная звезда была обнаружена в 1638 году, когда Йоханнес Холварда заметил, что Омикрон Кита (позже названный Мирой) пульсирует в цикле, продолжающемся 11 месяцев; звезда ранее была описана Давидом Фабрициусом как новая 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.
Второй переменной звездой, которую нужно было описать, была затменная переменная Алголь, описанная Джеминиано Монтанари в 1669 году; Джон Гудрик дал правильное объяснение ее изменчивости 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 Цефеи и Бету Лиры . С 1850 г. число известных переменных звезд быстро росло, особенно после 1890 г., когда стало возможным идентифицировать переменные звезды с помощью фотографии.
В последнем издании Общего каталога переменных звезд [9] (2008 г.) перечислено более 46 000 переменных звезд Млечного Пути, а также 10 000 в других галактиках и более 10 000 «предполагаемых» переменных.
Наиболее распространенные виды переменности связаны с изменениями блеска, но встречаются и другие виды переменности, в частности изменения спектра . Комбинируя 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 изменений их яркости можно построить в виде кривых блеска . Для регулярных переменных период изменения и его амплитуда могут быть очень хорошо установлены; однако для многих переменных звезд эти величины могут медленно меняться с течением времени или даже от одного периода к другому. Пиковые значения яркости на кривой блеска известны как максимумы, а минимумы — как минимумы.
Астрономы-любители могут проводить полезные научные исследования переменных звезд, визуально сравнивая звезду с другими звездами в том же поле зрения телескопа , звездные величины которых известны и постоянны. Оценив величину переменной и отметив время наблюдения, можно построить визуальную кривую блеска. Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд собирает такие наблюдения от участников со всего мира и делится данными с научным сообществом.
Из кривой блеска получают следующие данные:
Из спектра получаются следующие данные:
В очень редких случаях удается сделать снимки звездного диска. На их поверхности могут быть более темные пятна.
Сочетание кривых блеска со спектральными данными часто дает ключ к пониманию изменений, происходящих в переменной звезде. [10] Например, свидетельством существования пульсирующей звезды является ее смещающийся спектр, поскольку ее поверхность периодически движется к нам и от нас с той же частотой, что и ее яркость. [11]
Около двух третей всех переменных звезд кажутся пульсирующими. [12] В 1930-х годах астроном Артур Стэнли Эддингтон показал, что математические уравнения, описывающие внутреннюю часть звезды, могут привести к нестабильности, вызывающей пульсацию звезды. [13] Самый распространенный тип нестабильности связан с колебаниями степени ионизации во внешних, конвективных слоях звезды. [14]
Когда звезда находится в фазе набухания, ее внешние слои расширяются, заставляя их остывать. Из-за понижения температуры уменьшается и степень ионизации. Это делает газ более прозрачным и, таким образом, облегчает звезде излучать свою энергию. Это, в свою очередь, заставляет звезду сжиматься. По мере того как газ при этом сжимается, он нагревается и степень ионизации снова возрастает. Это делает газ более непрозрачным, и излучение временно захватывается газом. Это еще больше нагревает газ, заставляя его снова расширяться. Таким образом поддерживается цикл расширения и сжатия (набухания и сжатия). [ нужна цитата ]
Известно, что пульсация цефеид обусловлена колебаниями ионизации гелия (от He ++ к He + и обратно к He ++ ). [15]
В данном созвездии первые открытые переменные звезды обозначались буквами от R до Z, например R Андромеды . Эта система номенклатуры была разработана Фридрихом В. Аргеландером , который дал первой ранее безымянной переменной в созвездии букву R, первую букву, не использованную Байером . Буквы от RR до RZ, от SS до SZ и до ZZ используются для следующих открытий, например RR Лиры . В более поздних открытиях использовались буквы от AA до AZ, от BB до BZ и до QQ через QZ (без J). Как только эти 334 комбинации исчерпаны, переменные нумеруются в порядке обнаружения, начиная с префикса V335 и далее.
Переменные звезды могут быть как собственными , так и внешними .
Сами эти подгруппы делятся на конкретные типы переменных звезд, которые обычно называют в честь своего прототипа. Например, карликовые новые обозначаются звездами U Geminorum в честь первой признанной звезды в классе U Geminorum .
Примеры типов внутри этих подразделений приведены ниже.
Пульсирующие звезды набухают и сжимаются, влияя на их яркость и спектр. Пульсации обычно делятся на: радиальные , при которых вся звезда расширяется и сжимается как единое целое; и нерадиальный, когда одна часть звезды расширяется, а другая сжимается.
В зависимости от типа пульсации и ее местоположения внутри звезды существует собственная или основная частота , определяющая период звезды. Звезды также могут пульсировать на гармонике или обертоне , который имеет более высокую частоту и соответствует более короткому периоду. Пульсирующие переменные звезды иногда имеют один четко определенный период, но часто они пульсируют одновременно с несколькими частотами, и для определения отдельных мешающих периодов требуется сложный анализ. В некоторых случаях пульсации не имеют определенной частоты, что приводит к случайным изменениям, называемым стохастическими . Изучение недр звезд с помощью их пульсаций известно как астеросейсмология .
Фаза расширения пульсации вызвана блокировкой потока внутренней энергии материалом с высокой непрозрачностью, но для создания видимых пульсаций это должно происходить на определенной глубине звезды. Если расширение происходит ниже конвективной зоны, то на поверхности никаких изменений не будет видно. Если расширение происходит слишком близко к поверхности, восстанавливающая сила будет слишком слабой, чтобы создать пульсацию. Восстанавливающей силой для создания фазы сжатия пульсации может быть давление, если пульсация возникает в невырожденном слое глубоко внутри звезды, и это называется акустическим или барическим режимом пульсации, сокращенно p-режимом . В других случаях восстанавливающей силой является гравитация , и это называется g-режимом . Пульсирующие переменные звезды обычно пульсируют только в одном из этих режимов.
Эта группа состоит из нескольких видов пульсирующих звезд, все они находятся в полосе нестабильности , которые очень регулярно раздуваются и сжимаются, вызванные собственным массовым резонансом звезды , обычно основной частотой . Обычно считается, что клапанный механизм 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. Зависимость периода от светимости была впервые установлена для дельта-цефеид Генриеттой Ливитт и делает эти цефеиды высокой светимости очень полезными для определения расстояний до галактик внутри 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 Цефеи , в то время как совершенно отдельный класс переменных назван в честь Беты Цефеи .
Классические цефеиды (или переменные Дельта Цефеи) представляют собой популяцию I (молодые, массивные и светящиеся) желтых сверхгигантов, которые испытывают пульсации с очень регулярными периодами от дней до месяцев. 10 сентября 1784 года Эдвард Пиготт обнаружил переменность Эта Орла , первого известного представителя класса переменных цефеид. Однако тезкой классических цефеид является звезда Дельта Цефеи , изменчивость которой обнаружил Джон Гудрик несколько месяцев спустя.
Цефеиды типа II (исторически называемые звездами W Virginis) имеют чрезвычайно регулярные световые пульсации и отношение светимости, очень похожее на переменные δ Цефеи, поэтому первоначально их спутали с последней категорией. Звезды цефеид II типа принадлежат к более старым звездам населения II , чем цефеиды I типа. Тип II имеет несколько меньшую металличность , гораздо меньшую массу, несколько меньшую светимость и небольшое смещение периода от светимости, поэтому всегда важно знать, какой тип звезды наблюдается.
Эти звезды чем-то похожи на цефеиды, но не такие яркие и имеют более короткие периоды. Они старше цефеид I типа, принадлежащих к популяции II , но имеют меньшую массу, чем цефеиды II типа. Из-за их частого присутствия в шаровых скоплениях их иногда называют цефеидами скоплений . Они также имеют хорошо установленную зависимость периода от светимости и поэтому также полезны в качестве индикаторов расстояния. Эти звезды А-типа изменяются примерно на 0,2–2 звездной величины (изменение светимости от 20% до более 500%) в течение периода от нескольких часов до суток и более.
Переменные Дельта Щита (δ Sct) похожи на цефеиды, но гораздо слабее и с гораздо более короткими периодами. Когда-то они были известны как карликовые цефеиды . Они часто показывают множество наложенных друг на друга периодов, которые в совокупности образуют чрезвычайно сложную кривую блеска. Типичная звезда 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 класс обычно находится между A0 и F5.
Эти звезды спектрального класса от A2 до F5, подобные переменным δ Щита, встречаются в основном в шаровых скоплениях. Они демонстрируют колебания своей яркости порядка 0,7 звездной величины (около 100% изменения светимости) или около того каждые 1-2 часа.
Это звезды спектрального класса A или иногда F0, подкласса переменных δ Щита, обнаруженных на главной последовательности. Они имеют чрезвычайно быстрые изменения с периодами в несколько минут и амплитудой в несколько тысячных долей величины.
Длиннопериодические переменные — это холодные эволюционировавшие звезды, пульсирующие с периодами от недель до нескольких лет.
Переменные Миры — это красные гиганты асимптотической ветви гигантов (AGB). В течение многих месяцев они тускнеют и становятся ярче на 2,5–11 звездных величин , что означает изменение светимости в 6–30 000 раз. Сама Мира , также известная как Омикрон Кита (ο Cet), меняется по яркости от почти 2-й звездной величины до такой же слабой, как 10-я звездная величина, с периодом примерно 332 дня. Очень большие визуальные амплитуды в основном обусловлены смещением выходной энергии между визуальным и инфракрасным светом при изменении температуры звезды. В некоторых случаях переменные Миры демонстрируют резкие изменения периода в течение десятилетий, которые, как полагают, связаны с циклом тепловых пульсаций наиболее развитых звезд AGB.
Это красные гиганты или сверхгиганты . Полурегулярные переменные иногда могут иметь определенный период, но чаще демонстрируют менее четко определенные вариации, которые иногда можно разделить на несколько периодов. Хорошо известным примером полурегулярной переменной является Бетельгейзе , величина которой варьируется от +0,2 до +1,2 (изменение светимости в 2,5 раза). По крайней мере, некоторые из полурегулярных переменных очень тесно связаны с переменными Миры, возможно, единственное отличие состоит в том, что они пульсируют на другой гармонике.
Это красные гиганты или сверхгиганты с незначительной периодичностью или вообще без нее. Некоторые из них представляют собой плохо изученные полурегулярные переменные, часто с несколькими периодами, а другие могут быть просто хаотичными.
Многие переменные красные гиганты и сверхгиганты демонстрируют изменения в течение от нескольких сотен до нескольких тысяч дней. Яркость может измениться на несколько величин, хотя зачастую она гораздо меньше, при этом накладываются более быстрые первичные изменения. Причины этого типа изменений не совсем ясны, их по-разному приписывают пульсациям, двойственности и вращению звезд. [16] [17] [18]
Переменные бета-цефеи (β Cep) (иногда называемые переменными Beta Canis Majoris , особенно в Европе) [19] испытывают кратковременные пульсации порядка 0,1–0,6 дней с амплитудой 0,01–0,3 звездной величины (изменение от 1% до 30%). яркость). Они наиболее яркие во время минимального сокращения. Многие звезды этого типа имеют несколько периодов пульсации. [20]
Медленно пульсирующие звезды B (SPB) — это горячие звезды главной последовательности, немного менее яркие, чем звезды Бета Цефеи, с более длинными периодами и большими амплитудами. [21]
Прототипом этого редкого класса является V361 Гидра , субкарликовая звезда B 15-й величины . Они пульсируют с периодами в несколько минут и могут пульсировать одновременно с несколькими периодами. Они имеют амплитуду в несколько сотых величины и получили аббревиатуру GCVS RPHS. Это пульсаторы p-мода . [22]
Звезды этого класса представляют собой сверхгиганты типа Bp с периодом 0,1–1 день и амплитудой в среднем 0,1 звездной величины. Их спектры отличаются слабым содержанием водорода , в то время как линии углерода и гелия, с другой стороны , очень сильные, что является типом экстремальной гелиевой звезды .
Это желтые звезды-сверхгиганты (на самом деле пост-AGB-звезды малой массы на самой яркой стадии своей жизни), которые имеют чередующиеся глубокие и мелкие минимумы. Это двухпиковое изменение обычно имеет периоды 30–100 дней и амплитуду 3–4 звездных величин. На это изменение могут накладываться долгосрочные изменения, продолжающиеся в течение нескольких лет. Их спектры имеют тип F или G при максимальной освещенности и тип K или M при минимальной яркости. Они лежат вблизи полосы нестабильности, более холодные, чем цефеиды I типа, и более яркие, чем цефеиды II типа. Их пульсации вызваны теми же основными механизмами, связанными с непрозрачностью гелия, но они находятся на совершенно другом этапе своей жизни.
Переменные Альфа Лебедя (α Cyg) — это нерадиально пульсирующие сверхгиганты спектральных классов от B ep до A ep Ia. Их периоды варьируются от нескольких дней до нескольких недель, а амплитуды изменений обычно составляют порядка 0,1 звездной величины. Изменения света, часто кажущиеся нерегулярными, вызваны наложением множества колебаний с близкими периодами. Денеб в созвездии Лебедя является прототипом этого класса.
Переменные Гамма Дорадус (γ Dor) представляют собой нерадиально пульсирующие звезды главной последовательности спектральных классов от F до позднего A. Их периоды составляют около одного дня, а амплитуды обычно порядка 0,1 звездной величины.
Эти нерадиально пульсирующие звезды имеют короткие периоды от сотен до тысяч секунд с крошечными колебаниями от 0,001 до 0,2 звездной величины. Известные типы пульсирующих белых карликов (или предбелых карликов) включают звезды DAV или ZZ Ceti с атмосферой с преобладанием водорода и спектральным классом DA; [23] DBV , или V777 Her , звезды с атмосферой с преобладанием гелия и спектральным классом DB; [24] и звезды GW Vir с атмосферой, состоящей из гелия, углерода и кислорода. Звезды GW Vir можно разделить на звезды DOV и PNNV . [25] [26]
Солнце колеблется с очень низкой амплитудой в большом количестве мод с периодами около 5 минут. Изучение этих колебаний известно как гелиосейсмология . Колебания Солнца происходят стохастически за счет конвекции в его внешних слоях. Термин «солнечноподобные колебания» используется для описания колебаний у других звезд, возбуждающихся таким же образом, и изучение этих колебаний — одно из основных направлений активных исследований в области астеросейсмологии .
Синий пульсатор большой амплитуды (BLAP) — это пульсирующая звезда, характеризующаяся изменениями звездной величины от 0,2 до 0,4 с типичными периодами от 20 до 40 минут.
Быстрый желтый пульсирующий сверхгигант (FYPS) — светящийся желтый сверхгигант с пульсациями короче суток. Считается, что они вышли за пределы фазы красного сверхгиганта, но механизм пульсаций неизвестен. Класс был назван в 2020 году на основе анализа наблюдений TESS . [27]
Эруптивные переменные звезды демонстрируют нерегулярные или полурегулярные изменения блеска, вызванные потерей вещества из звезды или, в некоторых случаях, приращением к ней. Несмотря на название, это не взрывоопасные события.
Протозвезды — это молодые объекты, еще не завершившие процесс сжатия от газовой туманности до настоящей звезды. Большинство протозвезд демонстрируют нерегулярные изменения яркости.
Считается , что переменность более массивных (2–8 солнечных масс) звезд Хербига Ae/Be обусловлена газопылевыми сгустками, вращающимися по околозвездным дискам.
Переменные Ориона — это молодые горячие звезды до главной последовательности, обычно погруженные в туманность. Они имеют нерегулярные периоды с амплитудами в несколько величин. Хорошо известным подтипом переменных Ориона являются переменные Т Тельца . Переменность звезд Т Тельца обусловлена пятнами на поверхности звезды и газопылевыми сгустками, вращающимися в околозвездных дисках.
Эти звезды расположены в отражательных туманностях и демонстрируют постепенное увеличение своей светимости примерно на 6 звездных величин, за которым следует длительная фаза постоянной яркости. Затем они тускнеют на 2 звездные величины (в шесть раз тусклее) или около того в течение многих лет. Например , V1057 Лебедя потускнела на 2,5 звездной величины (в десять раз тусклее) за одиннадцатилетний период. Переменные FU Orionis имеют спектральные классы от A до G и, возможно, представляют собой эволюционную фазу в жизни звезд T Тельца .
Крупные звезды сравнительно легко теряют свою материю. По этой причине изменчивость, вызванная извержениями и потерей массы, довольно распространена среди гигантов и сверхгигантов.
Самые яркие известные звезды, также известные как переменные S Doradus , принадлежат к этому классу. Примеры включают гипергиганты η Киля и P Лебедя . У них постоянная высокая потеря массы, но с интервалом в несколько лет внутренние пульсации заставляют звезду превышать предел Эддингтона, и потеря массы значительно возрастает. Визуальная яркость увеличивается, хотя общая яркость практически не меняется. Гигантские извержения, наблюдаемые в нескольких LBV, действительно увеличивают светимость настолько, что их назвали самозванцами сверхновых , и они могут относиться к событиям другого типа.
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 большой потери массы и периодических более крупных извержений в сочетании со вековыми вариациями в наблюдаемом временном масштабе. Самый известный пример — Ро Кассиопеи .
Хотя эти звезды классифицируются как эруптивные переменные, они не претерпевают периодического увеличения яркости. Вместо этого они проводят большую часть своего времени при максимальной яркости, но через нерегулярные промежутки времени внезапно тускнеют на 1–9 звездных величин (в 2,5–4000 раз тусклее), прежде чем восстановить свою первоначальную яркость в течение месяцев или лет. Большинство из них по светимости классифицируются как желтые сверхгиганты, хотя на самом деле они являются звездами пост-AGB, но есть как красные, так и синие гигантские звезды R CrB. R Coronae Borealis (R CrB) — звезда-прототип. Переменные DY Persei представляют собой подкласс переменных R CrB, которые помимо своих извержений имеют периодическую изменчивость.
Классическое население I Звезды Вольфа – Райе — это массивные горячие звезды, которые иногда демонстрируют изменчивость, вероятно, из-за нескольких различных причин, включая двойные взаимодействия и вращающиеся газовые сгустки вокруг звезды. Они демонстрируют широкие спектры эмиссионных линий с линиями гелия , азота , углерода и кислорода . Вариации некоторых звезд кажутся стохастическими, тогда как у других наблюдаются несколько периодов.
Переменные Гамма Кассиопеи (γ Cas) представляют собой несверхгигантские быстро вращающиеся звезды эмиссионного линейного типа класса B, которые нерегулярно колеблются до 1,5 звездных величин (4-кратное изменение светимости) из-за выброса вещества в их экваториальных областях, вызванного быстрым скорость вращения.
У звезд главной последовательности большая эруптивная изменчивость является исключительной. Это распространено только среди вспыхивающих звезд , также известных как переменные UV Кита , очень слабых звезд главной последовательности, которые испытывают регулярные вспышки. Они увеличивают яркость на две звездные величины (в шесть раз ярче) всего за несколько секунд, а затем возвращаются к нормальной яркости через полчаса или меньше. Несколько близлежащих красных карликов являются вспыхивающими звездами, в том числе Проксима Центавра и Вольф 359 .
Это тесные двойные системы с высокоактивными хромосферами, включая огромные солнечные пятна и вспышки, которые, как полагают, усиливаются близким спутником. Масштабы изменчивости варьируются от дней, близких к орбитальному периоду, а иногда и с затмениями, до лет, поскольку активность солнечных пятен варьируется.
Сверхновые — самый драматичный тип катастрофической переменной, являющийся одним из самых энергичных событий во Вселенной. Сверхновая может на короткое время излучать столько же энергии, сколько целая галактика , ярче более чем на 20 звездных величин (более чем в сто миллионов раз ярче). Взрыв сверхновой вызван тем, что белый карлик или ядро звезды достигают определенного предела массы/плотности, предела Чандрасекара , что приводит к коллапсу объекта за долю секунды. Этот коллапс «отскакивает» и заставляет звезду взорваться и испустить огромное количество энергии. Внешние слои этих звезд сдуваются со скоростью многие тысячи километров в секунду. Выброшенное вещество может образовывать туманности, называемые остатками сверхновых . Хорошо известным примером такой туманности является Крабовидная туманность , оставшаяся от сверхновой, наблюдавшейся 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 гибели чрезвычайно массивной звезды, во много раз тяжелее Солнца. В конце жизни этой массивной звезды из термоядерного пепла образуется неплавкое железное ядро. Это железное ядро продвигается к пределу Чандрасекара, пока не превысит его и, следовательно, не разрушится. Одна из наиболее изученных сверхновых этого типа — 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 превышен из-за падающей материи. Абсолютная светимость этого последнего типа связана со свойствами его кривой блеска, так что эти сверхновые можно использовать для определения расстояния до других галактик.
Светящиеся красные новые — это звездные взрывы, вызванные слиянием двух звезд. Они не связаны с классическими новыми . Они имеют характерный красный цвет и очень медленно угасают после первоначальной вспышки.
Новые также являются результатом сильных взрывов, но в отличие от сверхновых не приводят к разрушению звезды-прародительницы. Кроме того, в отличие от сверхновых, новые воспламеняются в результате внезапного начала термоядерного синтеза, который при определенных условиях высокого давления ( вырожденное вещество ) резко ускоряется. Они формируются в тесных двойных системах , один из компонентов которых представляет собой белый карлик, аккрецирующий вещество из другого обычного звездного компонента, и могут повторяться в течение периодов от десятилетий до столетий или тысячелетий. Новые делятся на быстрые , медленные и очень медленные , в зависимости от поведения их кривой блеска. Было зарегистрировано несколько новых невооруженным глазом , причем Новая Лебедя 1975 года стала самой яркой в новейшей истории и достигла 2-й звездной величины.
Карликовые новые — это двойные звезды с участием белого карлика , в которых перенос вещества между компонентами приводит к регулярным вспышкам. Существует три типа карликовых новых:
Системы DQ Herculis представляют собой взаимодействующие двойные системы, в которых звезда малой массы передает массу сильномагнитному белому карлику. Период вращения белого карлика значительно короче орбитального периода двойной системы и иногда может быть обнаружен как фотометрическая периодичность. Аккреционный диск обычно образуется вокруг белого карлика, но его самые внутренние области магнитно усекаются белым карликом. Захваченный магнитным полем белого карлика, материал внутреннего диска перемещается вдоль силовых линий магнитного поля, пока не срастется. В крайних случаях магнетизм белого карлика препятствует образованию аккреционного диска.
В этих катастрофических переменных магнитное поле белого карлика настолько сильное, что синхронизирует период вращения белого карлика с периодом двойной орбиты. Вместо формирования аккреционного диска аккреционный поток направляется вдоль линий магнитного поля белого карлика, пока не столкнется с белым карликом вблизи магнитного полюса. Циклотронное излучение, выходящее из области аккреции, может вызвать изменения орбиты на несколько величин.
Эти симбиотические двойные системы состоят из красного гиганта и горячей голубой звезды, окутанных облаком газа и пыли. Они испытывают вспышки типа новых с амплитудой до 4 звездных величин. Прототипом этого класса является Z Andromeda .
Переменные AM CVn представляют собой симбиотические двойные системы, в которых белый карлик аккрецирует богатый гелием материал либо от другого белого карлика, гелиевой звезды, либо от развитой звезды главной последовательности. Они претерпевают сложные изменения, а иногда и вовсе отсутствуют, с ультракороткими периодами.
Есть две основные группы внешних переменных: вращающиеся звезды и затменные звезды.
Звезды с крупными солнечными пятнами могут демонстрировать значительные изменения в яркости по мере вращения, и в поле зрения попадают более яркие участки поверхности. Яркие пятна встречаются также на магнитных полюсах магнитных звезд. Звезды эллипсоидной формы также могут демонстрировать изменения в яркости, поскольку они представляют наблюдателю различные участки своей поверхности. [28]
Это очень тесные двойные системы, компоненты которых из-за приливного взаимодействия не имеют сферической формы. По мере вращения звезд меняется площадь их поверхности, обращенная к наблюдателю, и это, в свою очередь, влияет на их яркость, видимую с Земли.
Поверхность звезды неравномерно яркая, а имеет все более темные и яркие участки (как солнечные пятна ). Хромосфера звезды тоже может различаться по яркости. По мере вращения звезды мы наблюдаем изменения блеска на несколько десятых звездной величины.
Эти звезды вращаются чрезвычайно быстро (~ 100 км/с на экваторе ); следовательно, они имеют эллипсоидную форму. Это (по-видимому) одиночные звезды-гиганты со спектральными классами G и K, демонстрирующие сильные хромосферные эмиссионные линии . Примеры: FK Com , V1794 Cygni и UZ Librae. Возможное объяснение быстрого вращения звезд FK Comae состоит в том, что они являются результатом слияния (контактной) двойной системы . [31]
Звезды BY Draconis относятся к спектральному классу K или M и различаются менее чем на 0,5 звездной величины (изменение светимости 70%).
Переменные 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 их магнитных полей.
Звезды этого класса демонстрируют колебания блеска примерно на 0,1 звездной величины, вызванные изменениями их магнитных полей из-за высоких скоростей вращения.
Лишь немногие пульсары были обнаружены в видимом свете . Эти нейтронные звезды меняют яркость по мере вращения. Из-за быстрого вращения яркость меняется очень быстро: от миллисекунд до нескольких секунд. Первый и самый известный пример — Краб-Пульсар .
Внешние переменные имеют изменения в своей яркости, как это видят земные наблюдатели, из-за какого-то внешнего источника. Одной из наиболее распространенных причин этого является наличие двойной звезды-компаньона, поэтому они вместе образуют двойную звезду . Если смотреть под определенным углом, одна звезда может затмить другую, что приведет к снижению яркости. Одна из самых известных затменно-двойных систем — Алголь , или Бета Персея (β Per).
Переменные Алголя претерпевают затмения с одним или двумя минимумами, разделенными периодами почти постоянного света. Прототипом этого класса является Алголь в созвездии Персея .
Двойные периодические переменные демонстрируют циклический массообмен, который приводит к предсказуемому изменению орбитального периода в течение очень длительного периода. Самый известный пример — V393 Scorpii.
Переменные Бета Лиры (β Lyr) — чрезвычайно тесные двойные системы, 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 систем, включающих гиганта или сверхгиганта, передающего вещество массивной, более компактной звезде. Они характеризуются и отличаются от аналогичных систем β Lyr сильным УФ-излучением из горячих точек аккреций на диске материала.
Звезды этой группы показывают периоды менее суток. Звезды расположены настолько близко друг к другу, что их поверхности почти соприкасаются друг с другом.
Звезды с планетами также могут демонстрировать изменения яркости, если их планеты проходят между Землей и звездой. Эти изменения намного меньше, чем те, которые наблюдаются у звезд-компаньонов, и их можно обнаружить только при чрезвычайно точных наблюдениях. Примеры включают HD 209458 и GSC 02652-01324 , а также все планеты и планеты-кандидаты, обнаруженные миссией Кеплера .
