Что такое переменные звезды
Переменные звезды
Переменной называют звезду, если она способна менять яркость. То есть, ее видимая величина по какой-то причине периодически меняется для земного наблюдателя. Подобные изменения могут занимать годы, а порой всего секунды и граничат между 1/1000-й величины и 20-й.
Среди представителей переменных звезд в каталоги попало более 100000 небесных тел и еще тысячи выступают подозрительными переменными. Солнце также является переменной, чья светимость колеблется на 1/1000-ю величину, а период охватывает 11 лет.
История
Художественная интерпретация затменной двоичной системы, включающей цефеиду
История изучения переменных звезд начинается с Омикрона Кита (Мира). Дэвид Фабриций описал ее в качестве новой в 1596 году. В 1638 году Йоханнес Хогвальдс заметил ее пульсацию в течение 11 месяцев. Это стало ценным открытием, так как подсказывало, что звезды не выступают чем-то вечным (как утверждал Аристотель). Сверхновые и переменные помогли перешагнуть в новую эру астрономии.
Переменная звезда Мира, хвост которой можно наблюдать только в ультрафиолетовом диапазоне
После этого только за один век удалось отыскать 4 переменные типа Мира. Оказалось, что о них знали до появления в записях западного мира. Например, трое числилось в документах Древнего Китая и Кореи.
В 1669 году нашли переменную затмевающую звезду Алголь, хотя ее изменчивость сумел объяснить только Джон Гудрик в 1784 году. Третья – Хи Лебедя, найденная в 1686 и 1704 годах. За следующие 80 лет нашли еще 7.
С 1850 года начинается бум на поиски переменных, потому что активно развивается фотография. Чтобы вы понимали, с 2008 года только в Млечном Пути насчитывали больше 46000 переменных.
Характеристика и состав
У изменчивости есть причины. Это касается изменения светимости или массы, а также некоторых препятствий, мешающих свету поступать к Земле. Поэтому выделяют типы переменных звезд. Пульсирующие переменные звезды раздуваются и сжимаются. Двойные затменные теряют яркость, когда одна из них перекрывает вторую. Некоторые переменные представляют две близко расположенных звезды, обменивающиеся массой.
Можно выделить два главных типа переменных звезд. Есть внутренние переменные – их яркость меняется из-за пульсации, смены размера или извержения. А есть внешние – причина кроется в затмении, возникающем из-за обоюдного вращения.
На снимке центра Млечного Пути видны три переменных цефеиды. Их используют для определения дистанций и возраста объектов
Внутренние переменные звезды
Цефеиды – невероятно яркие звезды, превышающие солнечную светимость в 500-300000 раз. Периодичность – 1-100 дней. Это пульсирующий тип, способный резко расширяться и сокращаться за короткий срок. Это ценные объекты, так как с их помощью отмеряют дистанции к другим небесным телам и формированиям.
Переменная звезда класса цефеида RS Puppis
Среди других пульсирующих переменных можно вспомнить RR Лиры, у которой период намного короче, и она старше. Есть RV тельца – сверхгиганты с заметным колебанием. Если мы смотрим на звезды с длинным периодом, то это объекты типа Мира – холодные красные сверхгиганты. Полурегулярные – красные гиганты или сверхгиганты, чья периодичность занимает 30-1000 дней. Одна их наиболее популярных – Бетельгейзе.
Не забывайте про переменную цефеиды V1, которая отметилась в истории изучения Вселенной. Именно с ее помощью Эдвин Хаббл понял, что туманность, в которой она располагалась, это галактика. А значит, пространство не ограничивается Млечным Путем.
Катаклизматические переменные («взрывные») светятся из-за резких или очень мощных вспышек, создаваемых термоядерными процессами. Среди них присутствуют новые, сверхновые и карликовые новые.
Сверхновые – отличаются динамичностью. Количество извергаемой энергии порой превосходит возможности целой галактики. Могут разрастаться до величины 20, становясь в 100 миллионов раз ярче. Чаще всего, образуются в момент смерти массивной звезды, хотя после этого может остаться ядро (нейтронная звезда) или же сформироваться планетарная туманность.
Например, V1280 Скорпиона достигла максимальной яркости в 2007 году. За последние 70 лет ярчайшей была Новая Лебедя. Поразила всех также V603 Орла, взорвавшаяся в 1901 году. В течение 1918 года она не уступала по яркости Сириусу.
Карликовые новые – двойные белые звезды, переносящие массу, из-за чего производят регулярные вспышки. Есть симбиотические переменные – близкие двойные системы, в которых фигурирует красный гигант и горячая голубая звезда.
Извержения заметны на эруптивных переменных, способных взаимодействовать с другими веществами. Здесь очень много подтипов: вспыхивающие, сверхгиганты, протозвезды, переменные Ориона. Некоторые из них выступают бинарными системами.
Внешние переменные звезды
К затменным относятся звезды, которые периодически перекрывают свет друг друга в наблюдении. У каждой из них могут быть свои планеты, повторяющие механизм затмения, происходящий в системе Земля-Луна. Таким объектом является Алголь. Аппарату Кеплер НАСА удалось отыскать более 2600 затменных двойных звезд во время миссии.
Схема затмения у бинарной звезды
Вращающиеся – это переменные, демонстрирующие небольшие колебания в свете, создаваемые поверхностными пятнами. Очень часто это двойные системы, сформированные в виде эллипсов, что вызывает изменения яркости во время движения.
Пульсары – вращающиеся нейтронные звезды, вырабатывающие электромагнитное излучение, которое можно заметить только в случае, если оно направлено на нас. Световые интервалы можно измерить и отследить, потому что они точные. Очень часто их называют космическими маяками. Если пульсар вращается очень быстро, то теряет огромное количество массы за секунду. Их именуют миллисекундными пульсарами. Наиболее быстрый представитель способен за минуту совершить 43000 оборотов. Их скорость объясняется гравитационной связью с обычными звездами. Во время подобного контакта газ от обычной переходит к пульсару, ускоряя вращение.
В центре Млечного пути видно две пульсирующие звезды (цефеиды), играющие роль указателей космических дистанций
Будущие исследования
Важно понимать, что эти небесные тела чрезвычайно полезны астрономам, так как позволяют разобраться в радиусах, массе, температуре и видимости других звезд. Кроме того, они помогают проникнуть в состав и изучить эволюционный путь. Но их изучение – кропотливый и длительный процесс, для которого используют не только специальные приборы, но и любительские телескопы.
Некоторые переменные особенно важны, например, цефеиды. Они способствуют определению возраста целой Вселенной и открывают секреты далеких галактик. Переменные Мира раскрывают тайны нашего Солнца. Сверхновые много рассказывают о процессе расширения. В катаклизматических есть информация об активных галактиках и сверхмассивных черных дырах. Поэтому переменные звезды способны объяснить, почему некоторые вещи во Вселенной не стабильны.
Спросите Итана №16: Что такое переменные звёзды?
На этом фото с Хаббла видна RS Puppis – переменная звезда типа цефеиды. Период изменений цефеид довольно большой – к примеру, у этой звезды яркость меняется в пять раз каждые 40 дней. Она окружена плотными тёмными облаками пыли, что позволяет детально наблюдать эффект светового эха.
Посмотрев видео о переменной звезде RS Puppis, снятой телескопом им. Хаббла, я очень хотел бы узнать о том, что такое переменные звёзды.
Действительно, было такое видео, на котором была представлена звезда RS Puppis, яркость которой меняется со временем, и там было показано, как это приводит к появлению светового эха:
Выглядит это потрясающе, и я очень хочу рассказать вам об этом, но мне на ум приходят три различных способа, которыми это можно сделать, в зависимости от точки зрения, которой вы хотели бы придерживаться: исторический, научный или физический. В этом явлении очень много нюансов, поэтому давайте рассмотрим все три подхода!
1) Исторический. Давным-давно считалось, что звёзды — это фиксированные точки на небосводе. Иногда случалось катастрофическое событие вроде появления сверхновой, которое создавало временный яркий объект на небосводе. Но такие события были достаточно редкими, и совсем мало таких явлений можно было наблюдать невооруженным глазом на протяжении истории человечества. Хотя большинство звёзд действительно не меняют своего положения и яркости, но это верно не для всех них. В 1596 году Дэвид Фабрициус узрел на небе нечто, и решил, что это — сверхновая звезда, потому что он увидел точку на небосводе, которая ярко светила в августе и затем полностью исчезла в конце октября. Но к его удивлению точка снова появилась на небосводе в 1609 году. Никакая сверхновая не появлялась до этого дважды. То, что увидел Фабрициус, было не сверхновой, а Мирой – по сути, первой открытой переменной звездой.
Сначала считалось, что переменные звёзды довольно редки, потому что прошло целых два столетия, прежде чем их насчитали 10 штук. Но количество обнаруженных переменных звёзд резко возросло с появлением астрофотографии. Стало возможным точно измерять и напрямую сравнивать видимую яркость звезды в течение дней, недель, месяцев, и даже лет — как силу изменения яркости, так и период его изменения.
В начале 1890-х молодая женщина по имени Генриетта Льюит посещала Общество коллегиальных институтов для женщин, теперь известное, как Рэдклиффский колледж. В 1893 году ее наняли в Обсерваторию Гарварда для измерения и каталогизирования яркости звёзд, запечатлённых в коллекции фотографических пластинок обсерватории. В частности, она каталогизировала звёзды, найденные в Малом Магеллановом облаке, и за последующие двадцать лет нашла более тысячи переменных звёзд разных классов, которые она занесла в каталог.
Но один из классов звёзд, цефеиды, был особенно интересным, что и заметила Льюит. Когда она пронаблюдала 25 самых ярких цефеид, то увидела, что их период изменения яркости больше, чем у остальных звёзд — период, за который они достигали максимальной яркости, затем становились тусклее и снова возвращались к максимальной яркости. Все звёзды менялись в яркости примерно на одну и ту же величину (в смысле визуальный величины), но у самых ярких звёзды уходило несколько месяцев на то, чтобы пройти от яркого до тусклого состояния, и обратно до яркого. Когда средняя яркость наблюдаемых звёзд уменьшалась, уменьшался и период изменения яркости. Чем тусклее была звезда, тем быстрее менялась её яркость, вплоть до периода в один день. Фактически, она нашла хорошо наблюдаемую корреляцию между тем, насколько яркой была среда в среднем и периодом изменения её яркости.
Эта связь известна сегодня, как отношение периода и яркости, и это открытие привело к удивительным последствиям, которые и приводят нас ко второму способу ответа на вопрос о переменных звёздах.
2) Научный. Касательно цефеид, обнаруженных Льюит, можно сказать, что это были звёзды, находящиеся от нас на довольно больших расстояниях — примерно 199 000 световых лет. А физический размер объекта, в котором находились эти звёзды, составлял примерно 7 000 световых лет. Из-за этого все звёзды в Малом Магеллановом облаке находятся примерно на одном и том же расстоянии от Земли. Изменения в яркости звёзд соответствует фактической их светимости. Если есть связь между периодом пульсации звезды и её яркостью, это означает, что если вы измеряете период переменной звезды-цефеиды, вы будете знать какая у неё фактическая светимость. А если вы измерили светимость, то зная, как связана яркость и расстояние, вы можете рассчитать расстояние до неё.
Мы называем эти объекты «стандартами свечами» потому, что если вы знаете реальную яркость, с которой светится объект, и затем вы измеряете видимую яркость, то вы можете понять, насколько далеко объект находится от вас. Благодаря работе Генриетты Льюит, посвященной цефеидам, у нас есть стандартные свечи для измерения огромных расстояний в космосе. А благодаря Эдвину Хабблу и открытию переменных звёзд, располагающихся в спиральных туманностях, которые он наблюдал в 1920-х годах, мы смогли понять, как далеко находится эти объекты (оказавшиеся галактиками) на самом деле.
Существует большое количество типов переменных звёзд, которые отличаются друг от друга цветом и яркостью. В дополнение к цефеидам, обнаруженым Льюит (которых бывает 2 типа) есть звёзды с меньшей массой и меньшим периодом RR Lyrae, переменные красные гиганты (такие, как Мира), пульсирующие белые карлики и целая толпа других, некоторые из которых показаны на картинке ниже.
По большей части, существует хорошо опредёленная корреляция между периодами изменения этих объектов и их номинальной светимостью, что означает, что если мы находим и идентифицируем их где-нибудь, то мы сразу можем с высокой точностью узнать, как далеко находится объект. И, как считает наука, это одно из наиболее важных открытий, связанных с лестницей космических расстояний. Лучший способ измерения расстояний до звёзд — это параллакс, или изменение их позиций на небе в течение года (когда Земля вращается вокруг Солнца). Но этот способ работает только для звёзд, находящихся на расстоянии 1600 световых лет от нас. Хотя, миссия Gaia, запущенная недавно, попытается увеличить это расстояние в десять раз.
Но на расстоянии в 1600 световых лет от Земли есть довольно много переменных звёзд, для которых мы вели измерения и при помощи параллакса. А также есть много переменных звёзд, расстояние до которых, судя по подсчётам, составляет не менее 100 миллионов световых лет.
Наблюдая за тем, как меняются эти звёзды со временем, как меняется их яркость, какой у них период изменения яркости, мы относили эти звёзды к соответствующему классу переменных, и таким образом уже определили расстояния до тысяч космических объектов, находящихся за пределами нашей галактики. Значит, теперь мы знаем, как мы их открыли, мы знаем, для чего они используются, но почему же меняется их яркость? И это приводит нас к третьему варианту ответа.
У большинства переменных звёзд изменения яркости объясняются тем, что происходит во внешних слоях.
Фотосфера звезды, слой, с которого фотоны улетают со звезды навсегда — это особое место с точки зрения физики. Для очень стабильной звезды фотосфера будет сохраняться постоянной с течением времени. Давление излучения, которое выталкивает частицы наружу, на поверхности будет полностью компенсироваться силой гравитации, которая тянет частицы в центр звезды. Солнце является близкой аппроксимацией этой модели, но даже такая скучная звезда, как Солнце, в этом смысле не совершенна.
Интенсивность нашего Солнца колеблется на уровне 0,1%.
Но у звёзд, которые мы называем переменными, яркость и радиус могут меняться на огромное значение — на 90% или даже больше! У таких звёзд, как Мира, фактическая светимость меняется в течение одного цикла в тысячу раз, в то время как у обычных цефеид радиус меняется на миллионы километров, а температуры на тысячи градусов.
Эта тема — кладезь интересной информации, ведь любители и профессионалы проводят целые жизни, изучая подобные объекты. Я дал вам вводную на тему переменных звёзд, и теперь мы знаем, как их открыли, для чего они используются, и почему они являются переменными. Для дальнейшего изучения я рекомендую вам AAVSO (American Association for Variable Star Observers, Американская ассоциация наблюдателей за переменными звёздами). Там найдется интересная информация как для исследователей, так и для простых любителей.
Переменные звёзды — что это и какие они бывают
Переменные звезды – одно из наиболее любопытных явлений на небе, доступное для наблюдений невооруженным глазом. Мало того, здесь есть простор для научной деятельности простого любителя астрономии, и есть даже возможность совершить открытие. Переменных звезд сегодня известно очень много, и наблюдать за ними довольно интересно.
Что такое переменные звёзды
Переменные звезды – это звезды, со временем меняющие свою яркость, то есть блеск. Конечно, этот процесс занимает какое-то время, а не происходит буквально на глазах. Однако если периодически наблюдать за такой звездой, изменения её блеска станут отчетливо заметны.
Причинами изменения яркости могут быть разные причины, и в зависимости от них все переменные звезды поделены на разные типы, которые рассмотрим ниже.
Как открыли переменные звезды
Всегда считалось, что яркость звезд – нечто постоянное и незыблемое. Вспышка или просто появление звезды с древних времен относили к чему-то сверхъестественному и это явно имело какой-то знак свыше. Все это можно легко увидеть по тексту той же Библии.
Однако и многие века назад люди знали, что некоторые звезды все-таки могут менять свою яркость. Например, бета Персея не зря названа Эль Гулем (сейчас она называется Алголем), что в переводе означает не что иное, как «звезда дьявола». Названа она так из-за своего необычного свойства менять яркость с периодом чуть меньше 3 суток. Эту звезду как переменную открыл в 1669 году итальянский астроном Монтанари, а в конце XVIII века изучал английский любитель астрономии Джон Гудрайк, и он же 1784 году открыл вторую переменную того же типа – β Лиры.
Английский любитель астрономии Джон Гудрайк.
В 1893 году в обсерваторию Гарварда пришла работать Генриетта Льюит. Её задачей было измерение яркости и каталогизация звезд на фотопластинках, накопленных в этой обсерватории. В итоге Генриетта за 20 лет обнаружила более тысячи переменных звезд. Особенно хорошо она исследовала пульсирующие переменные звёзды – цефеиды, и сделала некоторые важные открытия. В частности, она открыла зависимость периода цефеиды от ее яркости, что позволяет точно определять расстояние до звезды.
После этого, с бурным развитием астрономии, были открыты тысячи новых переменных.
Классификация переменных звёзд
Все переменные звёзды меняют свой блеск по разным причинам, поэтому была разработана классификация по этому признаку. Сначала она была довольно простой, но по мере накопления данных все более усложнялась.
Сейчас в классификации переменных звезд выделено несколько больших групп, каждая из которых содержит в себе подгруппы, куда относятся звезды с одинаковыми причинами переменности. Таких подгрупп очень много, поэтому коротко рассмотрим основные группы.
Затменно-переменные звёзды
Затменно-переменные, или просто затменные переменные звезды меняют свою яркость по очень простой причине. На самом деле они представляют собой не одну звезду, а двойную систему, притом довольно тесную. Плоскость их орбит расположена таким образом, что наблюдатель видит, как одна звезда закрывает собой другую – происходит как-бы затмение.
Если бы мы находились немного в стороне, то ничего подобного не смогли бы увидеть. Также, возможно, существует множество таких звезд, но мы не видим их как переменные, потому что плоскость их орбит не совпадает с плоскостью нашего взгляда.
Видов затменных переменных звезд также известно немало. Один из самых известных примеров – Алголь, или β Персея. Эта звездабыла открыта итальянским математиком Монтанари в 1669 году, а исследовал её свойства Джон Гудрайк, английский любитель астрономии, в конце XVIII века. Звезды, образующие эту двойную систему, нельзя увидеть по отдельности – они расположены настолько тесно, что период обращения их составляет всего 2 суток и 20 часов.
Если посмотреть на график изменения блеска Алголя, то можно увидеть в середине небольшой провал – вторичный минимум. Дело в том, что одна из компонент ярче (и меньше), а вторая – более слабая (и больше по размерам). Когда слабая компонента закрывает яркую, мы видим сильное падение блеска, а когда яркая закрывает слабую, падение блеска не очень выражено.
График изменения блеска Алголя.
В 1784 году Гудрайк открыл другую затменную переменную – β Лиры. Её период составляет 12 суток 21 час и 56 минут. В отличие от Алголя, график изменения блеска у этой переменной более плавный. Дело в том, что здесь двойная система очень тесная, звезды настолько близко друг к другу, что имеют вытянутую, эллиптическую форму. Поэтому мы видим не только затмения компонент, но и изменения яркости при повороте эллиптических звезд широкий или узкой стороной. Из-за этого изменение блеска здесь более плавное.
График изменения блеска β Лиры.
Еще одна типичная затменная переменная – W Большой Медведицы, открытая в 1903 году. Здесь на графике виден вторичный минимум почти такой же глубины, как и основной, а сам график плавный, как у β Лиры. Дело в том, что здесь компоненты практически одинаковы по размерам, также вытянуты, и настолько тесно расположены, что их поверхности почти соприкасаются.
График изменения блеска W Большой Медведицы.
Бывают и другие типы затменных переменных звезд, но они встречаются реже. Также сюда относятся эллипсоидальные звезды, которые при вращении поворачиваются к нам то широкой, то узкой стороной, из-за чего их блеск меняется.
Пульсирующие переменные звёзды
Пульсирующие переменные звезды – большой класс объектов такого рода. Изменения блеска происходит из-за изменения объема звезды – она то расширяется, то снова сжимается. Происходит это из-за нестабильности равновесия между основными силами – гравитацией и внутреннего давления.
При таких пульсациях происходит увеличение фотосферы звезды и увеличение площади излучающей поверхности. Одновременно изменяется температура поверхности и цвет звезды. Блеск, соответственно, также меняется. У некоторых типов пульсирующих переменных блеск меняется периодически, а у некоторых нет никакой стабильности – их называют неправильными.
Первой пульсирующей звездой была Мира Кита, открытая в 1596 году. Когда её блеск достигает максимума, её можно хорошо видеть невооруженным глазом. В минимуме же требуется хороший бинокль или телескоп. Период блеска Миры составляет 331.6 суток, а подобные звезды называют миридами или звездами типа ο Кита – их известно несколько тысяч.
Другой широко известный тип пульсирующих переменных – цефеиды, названных в честь звезды такого типа Ϭ Цефея. Это гиганты с периодами от 1.5 до 50 суток, иногда больше. Даже Полярная звезда принадлежит к цефеидам с периодом почти 4 суток и с колебаниями блеска от 2.50 до 2.64 зв. величины. Цефеиды также делятся на подклассы, а наблюдения их сыграли немалую роль в развитии астрономии в целом.
График изменения блеска Дельты Цефея.
Пульсирующие переменные типа RR Лиры отличаются быстрым изменением блеска – их периоды составляют менее суток, а колебания в среднем достигают одной звездной величины, что позволяет легко наблюдать их визуальным методом. Этот тип переменных также разделен на 3 группы, в зависимости от асимметрии их графика блеска.
Еще более короткие периоды у карликовых цефеид – это еще один вид пульсирующих переменных. Например, CY Водолея имеет период 88 минут, а SX Феникса – 79 минут. График их блеска похож на график обычных цефеид. Они представляют большой интерес для наблюдений.
Существует еще немало видов пульсирующих переменных звёзд, хотя они не так распространены или не очень удобны для любительских наблюдений. Например, звезды типа RV Тельца имеют периоды от 30 до 150 суток, и на графике блеска имеются некоторые отклонения, отчего звезды этого типа относят к полуправильным.
Неправильные переменные звёзды
Неправильные переменные звезды также относятся к пульсирующим, но это большой класс, включающий множество объектов. Изменения их блеска очень сложные, и зачастую их невозможно предвидеть заранее.
Однако у некоторых неправильных звезд в долговременной перспективе удается выявить периодичность. При наблюдениях в течении нескольких лет, например, можно заметить, что неправильные колебания складываются в некую среднюю кривую, которая повторяется. К таким звездам, например, относится Бетельгейзе – α Ориона, у которого поверхность покрыта светлыми и темными пятнами, что и объясняет колебания блеска.
Неправильные переменные звезды недостаточно изучены и представляют большой интерес. На этом поле еще предстоит сделать много открытий.
Как наблюдать переменные звёзды
Чтобы заметить изменения блеска звезды, используются разные методы. Самый доступный – визуальный, когда наблюдатель сравнивает блеск переменной звезды с блеском соседних звезд. Затем на основе сравнения вычисляется блеск переменной и по мере накопления этих данных строится график, на котором отчетливо заметны колебания яркости. Несмотря на кажущуюся простоту, определение яркости на глаз можно производить достаточно точно, и такой опыт приобретается довольно быстро.
Методов визуального определения блеска переменной звезды существует несколько. Самые распространенные из них – метод Аргеландера и метод Нейланда-Блажко. Есть и другие, но эти довольно просты для освоения и дают достаточную точность. Более подробно про них расскажем в отдельной статье.
Достоинства визуального метода:
К недостаткам можно отнести все-таки неидеальную точность, из-за чего возникают погрешности в отдельных наблюдениях.
Другой метод оценки блеска звезды – с применением аппаратуры. Обычно делается снимок переменной звезды с окрестностями, а затем по снимку можно точно определить яркость переменной.
Стоит ли астроному-любителю заниматься наблюдениями переменных звезд? Однозначно стоит! Ведь это не только одни из самых простых и доступных для изучения объектов. Эти наблюдения имеют и научную ценность. Профессиональные астрономы просто не в состоянии охватить регулярными наблюдениями такую массу звезд, а для любителя здесь даже открывается возможность внести свой вклад в науку, и такие случаи бывали.