Pulserande variabel stjärna

Pulserande variabler är en klass av variabla stjärnor som ändrar sin ljusstyrka på grund av omväxlande expansion och sammandragning av de yttre lagren och förändringar i deras temperatur.

Pulseringar kan vara både sfäriskt symmetriska och icke-radiala. I olika fall kan materien i en stjärna röra sig på olika sätt, men i stjärnor med stora amplituder av ljusstyrkaförändringar uppstår oftast radiella pulseringar i grundläget, när alla regioner i stjärnan samtidigt expanderar eller drar ihop sig samtidigt.

Om en stjärna tas ur hydrostatisk jämvikt, tenderar den att återgå till sin ursprungliga position. Men för att svängningar ska uppstå under lång tid måste det finnas en mekanism för att överföra stjärnans termiska energi till svängningarnas mekaniska energi, annars avtar pulsationerna snabbt. En av de vanliga pulsationsmekanismerna är kappamekanismen , där stjärnmateriens förändrade opacitet spelar huvudrollen.

Det finns olika typer av pulserande variabler med olika fysiska egenskaper, olika perioder och amplituder av ljusstyrkaförändringar: Cepheider , RR Lyrae-variabler , Mirids och andra.

Genom att observera en pulserande variabel under lång tid kan man upptäcka en förändring i pulsationsperioden orsakad av dess utveckling . Dessutom, utifrån ljusstyrkan, temperaturen och expansions- och sammandragningshastigheten för en stjärna, kan man mäta dess radie på ett visst sätt.

Den första upptäckta pulserande variabla stjärnan var Mira - den upptäcktes av David Fabricius 1596, innan den var bara nya och supernovor kända. Idén om att stjärnornas pulseringar kunde få deras ljusstyrka att ändras föreslogs först av August Ritter 1873, och runt 1915 fastställde Harlow Shapley att vissa stjärnor verkligen pulserar.

Beskrivning

Pulserande variabler är en klass av variabla stjärnor som ändrar sin ljusstyrka på grund av omväxlande expansion och sammandragning av de yttre lagren och förändringar i deras temperatur. Minsta och maximala radie för en stjärna under pulsationer kan skilja sig med en faktor två, men vanligtvis är storleksförändringarna inte så stora, och det huvudsakliga bidraget till förändringen i ljusstyrka görs av en förändring i yttemperaturen [1] [2 ] . Man tror att bland flera hundratals miljarder stjärnor i vår galax pulserar bara några få miljoner [3] .

Karaktär av pulsationer

Oavsett mekanismen (se nedan ), är grundperioden för en stjärnas svängningar relaterad till stjärnans medeldensitet som . Om stjärnan pulserar med en fundamental period, så sägs pulsationerna inträffa i grundläget. I det här fallet behåller stjärnan sfärisk symmetri och stjärnan antingen expanderar eller drar ihop sig helt, det vill säga att hela stjärnans substans antingen rör sig utåt eller inåt. Samtidigt med pulseringar i grundläget är pulseringar i övertoner med kortare period möjliga [2] [4] . Pulseringar i övertonerna är också sfäriskt symmetriska, men inuti stjärnan finns det en eller flera sfärer där materien inte rör sig: när området inuti sfären drar ihop sig expanderar området utanför, och vice versa - det vill säga dessa sfärer är oscillerande noder . Vibrationerna i den första övertonen har en nod, den andra har två noder och så vidare. Positionerna för dessa noder ändras vanligtvis inte, det vill säga svängningarna är stående vågor . Vanligtvis pulserar stjärnor med stora amplituder av ljusstyrkavariationer främst i grundläget [5] [6] .

Pulseringar kan också vara icke-radiella. I det här fallet behåller stjärnan inte en sfärisk form, och till exempel kan den växelvis bli antingen en oblate eller en långsträckt ellipsoid [6] : vissa delar av stjärnan kan dra ihop sig samtidigt som andra expanderar. I icke-radiella pulsationslägen kan återställningskraften vara antingen tryck eller gravitation. I det första fallet är materiens rörelse nära radiell, som i fallet med radiella pulseringar, och i det andra är den nära horisontell, vilket liknar vågor på vatten . Icke-radiala pulseringar leder till svagare förändringar i stjärnans ljusstyrka och färg än radiella [1] [5] .

På grund av det faktum att stjärnor har olika densitet i olika regioner - i synnerhet densiteten i en stjärnas centrum är vanligtvis flera storleksordningar högre än genomsnittet - är den relativa amplituden av svängningar i mitten mycket mindre än i den yttre regioner [6] . Eftersom även små förändringar i perioden kan upptäckas under långtidsobservationer, är det möjligt att upptäcka en långsam förändring i densitet som ett resultat av en stjärnas utveckling (se nedan ) [2] [4] .

Mekanismer för pulsationer

Om en stjärna tas ur hydrostatisk jämvikt , tenderar den att återgå till sin ursprungliga position. Till exempel, när en stjärna expanderar, minskar dess densitet och temperatur, därför upphör trycket att balansera tyngdkraften och stjärnan krymper. Men för att svängningar ska uppstå under lång tid måste det finnas en mekanism för att överföra stjärnans termiska energi till svängningarnas mekaniska energi. Detta kan hända om komprimeringen av stjärnans regioner ökar värmeflödet till dessa regioner: då kommer expansionen efter sammandragningen att bli starkare på grund av den mottagna energin, och svängningarna kommer att bibehållas. I stationära stjärnor observeras motsatsen: under komprimering ökar temperaturen, på grund av vilket de uppvärmda regionerna börjar stråla starkare, dessutom ökar materiens genomskinlighet vanligtvis vid uppvärmning och materien behåller mindre värme. Sålunda, när stationära stjärnor komprimeras, uppstår ett utflöde av värme, så stjärnornas fria svängningar dör vanligtvis ut snabbt - under perioder från hundratals dagar till flera år [2] [4] [6] .

Värmetillförseln ökar med ökande temperatur i stjärnans inre, eftersom med en ökning av temperaturen i kärnan ökar hastigheten för termonukleära reaktioner . Detta leder dock inte till märkbara pulseringar, eftersom de centrala regionernas roll i pulsationer är liten (se ovan ) och kompenseras av dämpning i andra regioner [4] [6] [7] .

Kappa-mekanism

En av de vanliga pulsationsmekanismerna är kappamekanismen , där stjärnmateriens förändrade opacitet spelar huvudrollen. Till exempel har stjärnor med medeltemperatur på ett visst djup en zon med dubbel kritisk heliumjonisering - ett lager av en stjärna där temperaturen är flera tusen kelvin . Vid en viss tidpunkt joniseras heliumet i det enskilt , och under kompressionen spenderas en del av den frigjorda energin inte på uppvärmning, utan på jonisering av ämnet. På grund av detta ändras skiktets temperatur något, men dess densitet ökar, vilket leder till en ökning av opacitet och energiretention i skiktet. Under nästa expansion av stjärnan återkombinerar materia, vilket gör att lagret frigör mer energi. Förutom helium spelar en liknande roll i denna mekanism av väte , som i regionen med lägre temperatur visar sig vara antingen neutral eller joniserad [4] [6] [8] .

För att pulsationer ska stödjas av en sådan mekanism måste zonen med dubbelkritisk heliumjonisering vara belägen på ett optimalt djup: om djupet är för grunt, vilket sker vid en hög temperatur på stjärnan, då är materiens täthet i denna zon kommer att vara för låg och pulseringar kommer inte att inträffa. Tvärtom, vid en låg temperatur på stjärnan blir zondjupet för stort och pulsationer kommer inte att uppstå på grund av dämpning av svängningar i de yttre lagren [6] . Således är stjärnorna i vilka denna mekanism implementeras, på Hertzsprung-Russell-diagrammet, på remsan av instabilitet - en nästan vertikal smal remsa. Tack vare denna mekanism pulserar variabla stjärnor av flera typer, med ljusklasser från superjättar till vita dvärgar . Typerna av variabla stjärnor i instabilitetsremsan, i fallande ordning efter medelljusstyrka, är RV Tauri , klassiska Cepheider , Typ II Cepheider , RR Lyrae , Delta Scuti , SX Phoenix och ZZ Ceti [4] [8] .

Det finns andra typer av fluktuerande variabler som ligger utanför instabilitetsbandet - för dem är variabilitetsmekanismen vanligtvis också en kappamekanism. Till exempel, i variabler som Beta Cephei , vars temperatur är mycket högre än den för instabilitetsbandstjärnor, stöds pulsationer av järnjoner [4] [8] .

Vissa typer av pulserande variabler

Det finns olika typer av pulserande variabler som skiljer sig åt i fysiska egenskaper, olika perioder och amplituder av ljusstyrkaförändringar: Cepheider , RR Lyrae-variabler , Miras och olika andra typer [3] [9] .

Cepheider

En av de viktigaste typerna av pulserande variabla stjärnor är Cepheider . Dessa stjärnor är superjättar av spektralklass F - K med perioder vanligtvis från 1 till 50 dagar och amplituder på 0,1-2,5m . För Cepheider finns det ett samband mellan perioden och ljusstyrkan [10] , vilket gör att de kan användas som standardljus : från Cepheidernas period kan du bestämma deras absoluta magnitud och genom att jämföra den senare med den skenbara ljusstyrkan , beräkna avståndet till stjärnan [11] [12] . På grund av den höga ljusstyrkan observeras Cepheider inte bara i våra egna , utan även i andra galaxer [13] .

Det finns två huvudtyper av Cepheider: klassiska Cepheider och Typ II Cepheider . För dessa typer av stjärnor skiljer sig beroenden mellan period och ljusstyrka: med lika perioder är typ II-cefeider 1,5 m svagare än klassiska. Typ II Cepheider är äldre och lägre massa stjärnor än klassiska Cepheider och tillhör population II [14] [10] . De är i sin tur indelade i variabler av typ BL Hercules med perioder på mindre än 8 dagar och variabler av typ W Jungfru med perioder på mer än 8 dagar [1] [15] . Variabler av typen RV Taurus har perioder på mer än 20 dagar och kan betraktas både som en undertyp av typ II-cefeider och som en mellantyp av stjärnor mellan cepheider och mirider (se nedan ) [16] [17] .

Bland cepeider möter man ofta pulserande i grundläget och pulserande i första övertonen, och vissa cepeider svänger samtidigt i dessa två lägen. I sällsynta fall finns det Cepheider som pulserar på ett annat sätt: till exempel i den första och andra övertonen, eller samtidigt i tre lägen [11] .

Variabler av typen RR Lyra

En annan viktig typ av pulserande stjärnor är RR Lyrae-variabler . Dessa stjärnor är på den horisontella grenen , har spektraltyper A - F , och är en ganska homogen klass av stjärnor när det gäller fysiska parametrar [18] . De är vanliga i klotformiga klungor , deras perioder är vanligtvis mindre än ett dygn och deras amplituder är mindre än Cepheidernas - upp till 2m . De har nästan samma absoluta magnitud - cirka 0,6 m , så de används också som standardljus [12] [19] .

Beroende på formen på ljuskurvorna är RR Lyrae-variabler indelade i två huvudtyper: RRAB med asymmetriska ljuskurvor, vars ljusstyrka ökar kraftigt, och RRC, vars ljuskurvor är symmetriska. Den förra pulserar i grundläget, den senare i den första övertonen. Det finns också typen RR(B) - dessa är stjärnor som pulserar samtidigt i grundläget och i den första övertonen [1] [20] .

Variabler som Delta Shield

Variabler av typen Delta Scuti är stjärnor av spektraltyperna A–F. Enligt luminositetsklassen är de från huvudsekvensen till jättar , så denna typ är den vanligaste av de relativt ljusa pulserande variablerna. Pulseringsperioderna för sådana stjärnor är från 0,02 till 0,3 dagar, amplituderna för ljusstyrkaförändringar är upp till 0,9 m [21] [22] [23] .

Variabler av SX Phoenix-typen ligger nära denna klass : de upptar ungefär samma region på Hertzsprung-Russell-diagrammet , har liknande perioder och amplituder för ljusstyrkeförändringar, men är av hög ålder och tillhör population II, medan Delta Scuti-variabler. är unga stjärnor population i . En annan liknande typ är Gamma Doradus-variabler , som har en lägre temperatur än stjärnor i instabilitetsremsan [21] [22] .

Dessa variabler pulserar ofta i flera lägen samtidigt. Variabler som Scutum Delta har både radiella och icke-radiala pulseringar, medan variabler som Gamma Doradus har icke-radiella pulseringar som upprätthålls av gravitationen (se ovan ) [21] .

Oscillerande Ap-stjärnor

Oscillerande Ap-stjärnor (i GCVS , oscillerande variabler av typen Alpha² Hounds of the Dogs ) är stjärnor av spektralklasser från B till F, belägna nära eller på huvudsekvensen och med ett starkt magnetfält . Vanligtvis är Ap-stjärnor i första hand roterande variabler , men några av dem pulserar också. Perioderna av ljusstyrkavariationer för sådana stjärnor är bara 5–15 minuter, vilket är associerat med närvaron av ett magnetiskt fält, längs vars axel pulsationerna är orienterade. Eftersom magnetfältsaxeln vanligtvis inte sammanfaller med rotationsaxeln, observeras ett komplext mönster av ljusstyrkavariationer [24] .

Pulserande vita dvärgar

Pulserande vita dvärgar , även kända som ZZ Ceti-variabler, är vita dvärgar med temperaturer runt 10 000 K som ligger i instabilitetsremsan. De upplever icke-radiella pulseringar med perioder från 100 till 1000 sekunder och med amplituder av ljusstyrkaändringar upp till 0,3 m och pulserar nästan alltid i flera lägen. Centrala stjärnor i planetariska nebulosor är också pulserande variabler [25] .

Variabler som Beta Cephei

Cephei Beta -variabler (ibland Canis Major Beta-variabler) är stjärnor av spektralklass O–B som ligger ovanför eller på huvudsekvensen. Perioden för förändringar i ljusstyrkan hos sådana stjärnor är 0,1–0,6 dagar, och amplituden är upp till 0,3 m . Det finns också en undertyp av sådana variabler, vars perioder och amplituder är ungefär en storleksordning lägre. Vissa stjärnor med liknande egenskaper upplever icke-radiella pulseringar med långa perioder och tilldelas motsvarande typ: långsamt pulserande stjärnor av spektraltyp B. Dessutom har subdvärgar av klass B olika fysiska egenskaper och är, till skillnad från de tidigare typerna, gamla stjärnor, men upptar ett nära område på Hertzsprung-Russell-diagrammet och kan även pulsera [26] [27] .

Variabla röda jättar och superjättar

Röda jättar och röda superjättar , särskilt de coolaste, uppvisar ofta åtminstone en liten grad av variation. Det finns olika klasser av sådana variabla stjärnor [28] . Mirider är till exempel superjättar av spektraltyperna M , S , och C , belägna på den asymptotiska grenen av jättar . Perioderna för deras pulsationer är vanligtvis 100–500 dagar, även om de kan nå 1000 dagar [1] , och den typiska amplituden för ljusstyrkaförändringar är 6 m i det synliga området av spektrumet . En sådan hög amplitud är associerad med den låga temperaturen hos dessa stjärnor: den kan vara 2000 K och vid denna temperatur ligger 95 % av stjärnans strålning i det infraröda området . Även en liten förändring i temperatur leder inte bara till en förändring i ljusstyrka, utan också till en betydande förändring av andelen synlig strålning [19] [29] .

För långsamma oregelbundna variabler är pulsationer oregelbundna till sin natur, och deras orsaker är dåligt förstådda: de yttre lagren av sådana stjärnor är konvektiva , och teorin om konvektion i stjärnor är dåligt utvecklad. Stjärnor vars ljusstyrka ändras i allmänhet är oregelbundna, men viss periodicitet observeras i dem, klassificeras som semi-reguljära variabler [19] . Ofta faller stjärnor i kategorin långsamma oregelbundna variabler på grund av att de inte är tillräckligt studerade och därefter omklassificeras till halvregelbundna eller andra typer av objekt [1] .

Mätparametrar

Som ett resultat av utvecklingen av en stjärna förändras dess fysiska parametrar, inklusive densiteten och den grundläggande svängningsperioden som är associerad med den. Även om de evolutionära förändringarna är mycket långsamma, kan motsvarande lilla förändring i perioden fortfarande spåras genom att observera stjärnan under lång tid. För att göra detta används O−C-diagrammet , där skillnaden mellan de observerade och beräknade tiderna för att nå maximal ljusstyrka noteras. För ett stort antal pulseringar kommer till och med en liten förändring under en period att bli märkbar, och om perioden ändras enhetligt med tiden kommer punkterna på diagrammet att bilda en parabel . Således kan detta diagram användas för att spåra förändringar som ett resultat av utvecklingen av stjärnor, men den skenbara förändringen i perioden kan också orsakas av andra omständigheter, till exempel en stjärnas rörelse i omloppsbana i ett binärt system [ 11] [30] .

Under stjärnornas pulsationer kan man observera förändringar inte bara i ljusstyrka, utan också i temperatur och i hastigheten för expansion och sammandragning. Temperaturen kan mätas från spektrumet eller färgindexet och ythastigheten kan mätas från skiftningen av spektrallinjer som är associerade med Dopplereffekten . Av dessa värden bestämmer du stjärnans radie med hjälp av Baade-Wesselink-metoden . Själva metoden, i en förenklad form, bygger på det faktum att vid en viss temperatur hos en stjärna är dess ljusstyrka proportionell mot kvadraten av dess radie, och den absoluta förändringen av en stjärnas radie under en viss tid kan vara hittas från den radiella hastigheten på dess yta. Genom att jämföra hur många gånger en stjärnas ljusstyrka förändrades mellan två ögonblick då den hade ett visst temperaturvärde, kan man hitta värdet på dess radie, och därmed ljusstyrkan [11] [31] .

Studiens historia

Den första pulserande variabla stjärnan som upptäcktes var Mira , innan den bara var nya och supernovor kända. År 1596 upptäckte David Fabritius denna stjärna när den var av andra magnituden och fann att dess ljusstyrka gradvis minskade. Sedan upphörde hon att vara tillgänglig för observation, och Fabricius slutade övervaka hennes del av himlen, men 1609 upptäckte han stjärnan igen. Den observerades också av Johann Bayer 1603 och gav den namnet Omicron Kita, men Bayer var omedveten om dess variation. Upptäckten av denna stjärna väckte stort intresse, och namnet Mira (från latin  mira - fantastisk) tilldelades den. År 1667 upptäckte Ismael Buyo en periodicitet i Miras ljusstyrka [32] [33] [34] .

Tanken att stjärnors pulsationer kan leda till en förändring i deras ljusstyrka framfördes först av August Ritter 1873, och 1899 föreslog Karl Schwarzschild att pulsationer också ändrar stjärnornas temperatur. Runt 1915 fastställde Harlow Shapley att vissa stjärnor verkligen pulserar. 1918-1926 utvecklade Arthur Eddington en teori som kunde förklara pulsationerna, och han föreslog kappamekanismen som en av de möjliga mekanismerna . En specifik version av kappamekanismen, som i synnerhet förklarade pulsationerna av cepeider, upptäcktes av Sergei Zhevakin på 1950 -talet [35] [4] .

Anteckningar

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 GCVS Variabilitetstyper och distributionsstatistik för designerade variabla stjärnor enligt deras Variabilitetstyper . GAISH MSU . Hämtad 1 januari 2022. Arkiverad från originalet 18 februari 2022.
  2. ↑ 1 2 3 4 Karttunen et al., 2016 , s. 301-302.
  3. ↑ 12 Bra , 2012 , sid. 57.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Samus N. N. Pulserande stjärnor. 2.1. Allmän information . Astronomiskt arv . Hämtad 12 december 2021. Arkiverad från originalet 19 januari 2012.
  5. ↑ 12 Percy , 2007 , s. 136-138.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Zhevakin S. A. , Pamyatnykh A. A. Pulsationer av stjärnor . Rymdfysik . Astronet . Hämtad 28 december 2021. Arkiverad från originalet 10 december 2021.
  7. ↑ Bra, 2012 , s. 57-61.
  8. ↑ 1 2 3 Percy, 2007 , s. 141-144.
  9. ↑ Karttunen et al., 2016 , s. 301-303.
  10. ↑ 1 2 Karttunen et al., 2016 , sid. 302.
  11. ↑ 1 2 3 4 Samus N. N. Pulserande stjärnor. 2.2. Klassiska cefeider. OKPP-typer: DCEP, DCEPS, CEP(B). . Astronomiskt arv . Hämtad 14 december 2021. Arkiverad från originalet 28 januari 2012.
  12. ↑ 12 Standardljus . _ Astronomi . Swinburne University of Technology . Hämtad 14 december 2021. Arkiverad från originalet 10 november 2021.
  13. ↑ Percy, 2007 , s. 147, 161.
  14. ↑ Percy, 2007 , sid. 147.
  15. ↑ Darling D. Cepheid variabel . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 1 januari 2022. Arkiverad från originalet 20 december 2019.
  16. ↑ Wallerstein G. Cepheiderna av Population II och relaterade stjärnor  // Publikationer av Astronomical Society of the Pacific  . - LA : Astronomical Society of the Pacific , 2002. - Juli ( vol. 114 , utgåva 797 ). — S. 689–699 . — ISSN 1538-3873 0004-6280, 1538-3873 . - doi : 10.1086/341698 . Arkiverad från originalet den 1 januari 2022.
  17. ↑ Älskling D. RV Tauri-stjärna . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 1 januari 2022. Arkiverad från originalet 09 maj 2012.
  18. ↑ Percy, 2007 , sid. 178.
  19. ↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2016 , sid. 303.
  20. ↑ Samus N. N. Pulserande stjärnor. 2.5. Variabler av typ RR Lyrae. OKPZ-typer: RRAB, RRC, RR(B). . Astronomiskt arv . Hämtad 1 januari 2022. Arkiverad från originalet 3 februari 2021.
  21. ↑ 1 2 3 Percy, 2007 , s. 182-189.
  22. ↑ 12 Bra , 2012 , s. 74-76, 91-93.
  23. ↑ Älskling D. Delta Scuti stjärna . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 3 januari 2022. Arkiverad från originalet 14 juli 2021.
  24. ↑ Percy, 2007 , s. 190-192.
  25. ↑ Percy, 2007 , s. 192-195.
  26. ↑ Percy, 2007 , s. 195-203.
  27. ↑ Bra, 2012 , s. 68-69.
  28. ↑ Percy, 2007 , s. 203-223.
  29. ↑ Bra, 2012 , s. 79-80.
  30. ↑ Samus N. N. Allmän information om variabla stjärnor. 1.4. Representation av fotometrisk information om variabla stjärnor. Tabeller och grafer . Astronomiskt arv . Hämtad 4 januari 2022. Arkiverad från originalet 19 februari 2020.
  31. ↑ Percy, 2007 , s. 34, 138.
  32. ↑ Samus N. N. Variabla stjärnor . Stora ryska encyklopedin . Hämtad 4 januari 2022. Arkiverad från originalet 9 maj 2021.
  33. ↑ Samus N. N. Allmän information om variabla stjärnor. 1.2. Kort historisk översikt. Historien om kataloger över variabla stjärnor . Astronomiskt arv . Datum för åtkomst: 4 januari 2022. Arkiverad från originalet den 6 juni 2011.
  34. ↑ Surdin, 2015 , sid. 162-165.
  35. ↑ Percy, 2007 , s. 7-8.

Litteratur

  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk
 variabla stjärnor
Eruptiv
Pulserande
roterande
Katalysmisk
förmörkande binärer
Listor
Kategori: Variabla stjärnor