Pulserende variabel stjerne

Pulserende variabler er en klasse af variable stjerner , der ændrer deres lysstyrke på grund af den alternative udvidelse og sammentrækning af de ydre lag og ændringer i deres temperatur.

Pulseringer kan være både sfærisk symmetriske og ikke-radiale. I forskellige tilfælde kan stoffet i en stjerne bevæge sig på forskellige måder, men i stjerner med store amplituder af lysstyrkeændringer forekommer radiale pulsationer oftest i den fundamentale tilstand, når alle områder af stjernen samtidigt udvider eller trækker sig sammen samtidigt.

Hvis en stjerne tages ud af hydrostatisk ligevægt, har den en tendens til at vende tilbage til sin oprindelige position. Men for at svingninger kan opstå i lang tid, skal der være en mekanisme til at overføre stjernens termiske energi til den mekaniske energi af svingninger, ellers henfalder pulsationerne hurtigt. En af de almindelige pulseringsmekanismer er kappa-mekanismen , hvor den skiftende opacitet af stjernestof spiller hovedrollen.

Der er forskellige typer af pulserende variable med forskellige fysiske karakteristika, forskellige perioder og amplituder af lysstyrkeændringer: Cepheider , RR Lyrae-variabler , Mirider og andre.

Når man observerer en pulserende variabel i lang tid, kan man opdage en ændring i pulsationsperioden forårsaget af dens udvikling . Derudover kan man ud fra lysstyrken, temperaturen og udvidelses- og sammentrækningshastigheden af ​​en stjerne måle dens radius på en bestemt måde.

Den første opdagede pulserende variable stjerne var Mira - den blev opdaget af David Fabricius i 1596, før den kendte man kun til nye og supernovaer. Ideen om, at stjerners pulseringer kunne få deres lysstyrke til at ændre sig, blev først foreslået af August Ritter i 1873, og omkring 1915 fastslog Harlow Shapley , at nogle stjerner faktisk pulserer.

Beskrivelse

Pulserende variabler er en klasse af variable stjerner , der ændrer deres lysstyrke på grund af den alternative udvidelse og sammentrækning af de ydre lag og ændringer i deres temperatur. Den minimale og maksimale radius af en stjerne under pulseringer kan variere med en faktor på to, men normalt er størrelsesændringerne ikke så store, og hovedbidraget til ændringen i lysstyrke kommer af en ændring i overfladetemperaturen [1] [2 ] . Det menes, at blandt flere hundrede milliarder stjerner i vores galakse pulserer kun nogle få millioner [3] .

Karakter af pulseringer

Uanset mekanismen (se nedenfor ), er den fundamentale periode for en stjernes svingninger relateret til stjernens gennemsnitlige tæthed som . Hvis stjernen pulserer med en fundamental periode, så siges pulseringerne at forekomme i den fundamentale tilstand. I dette tilfælde bevarer stjernen sfærisk symmetri, og stjernen udvider sig eller trækker sig helt sammen, det vil sige, at hele stjernens substans enten bevæger sig udad eller indad. Samtidig med pulseringer i grundtilstanden er pulseringer i overtoner med en kortere periode mulige [2] [4] . Pulseringer i overtonerne er også sfærisk symmetriske, men inde i stjernen er der en eller flere kugler, hvor stoffet ikke bevæger sig: når området inde i kuglen trækker sig sammen, udvider området udenfor sig, og omvendt - det vil sige, at disse kugler er oscillerende noder . Vibrationerne i den første overtone har én node, den anden har to noder og så videre. Disse knudepunkters positioner ændres normalt ikke, det vil sige, at svingningerne er stående bølger . Normalt pulserer stjerner med store amplituder af lysstyrkevariationer primært i den fundamentale tilstand [5] [6] .

Pulseringer kan også være ikke-radiale. I dette tilfælde bevarer stjernen ikke en sfærisk form, og den kan for eksempel skiftevis blive til enten en oblate eller en aflang ellipsoide [6] : nogle dele af stjernen kan trække sig sammen samtidig med, at andre udvider sig. I ikke-radiale pulseringstilstande kan gendannelseskraften være enten tryk eller tyngdekraft. I det første tilfælde er stofbevægelsen tæt på radial, som i tilfælde af radiale pulsationer, og i det andet er den tæt på vandret, hvilket svarer til bølger på vand . Ikke-radiale pulseringer fører til svagere ændringer i stjernens lysstyrke og farve end radiale [1] [5] .

På grund af det faktum, at stjerner har forskellige tætheder i forskellige områder - især tætheden i midten af ​​en stjerne er normalt flere størrelsesordener højere end gennemsnittet - er den relative amplitude af svingninger i midten meget mindre end i den ydre regioner [6] . Da selv små ændringer i perioden kan påvises under langtidsobservationer, er det muligt at påvise en langsom ændring i tætheden som følge af en stjernes udvikling (se nedenfor ) [2] [4] .

Mekanismer for pulsationer

Hvis en stjerne tages ud af hydrostatisk ligevægt , har den en tendens til at vende tilbage til sin oprindelige position. For eksempel, når en stjerne udvider sig, falder dens tæthed og temperatur, derfor holder trykket op med at balancere tyngdekraften, og stjernen krymper. Men for at svingninger kan forekomme i lang tid, skal der være en mekanisme til at overføre stjernens termiske energi til den mekaniske energi af svingninger. Dette kan ske, hvis komprimeringen af ​​områder af stjernen øger varmestrømmen til disse områder: så vil udvidelsen efter sammentrækningen være stærkere på grund af den modtagne energi, og svingningerne vil blive opretholdt. I stationære stjerner observeres det modsatte: under komprimering stiger temperaturen, på grund af hvilken de opvarmede områder begynder at udstråle stærkere, desuden øges stoffets gennemsigtighed normalt ved opvarmning, og stoffet bevarer mindre varme. Når stationære stjerner komprimeres, opstår der således en udstrømning af varme, så stjernernes frie svingninger dør normalt hurtigt ud - over perioder fra hundredvis af dage til flere år [2] [4] [6] .

Varmetilførslen stiger med stigende temperatur i stjernens indre, da med en stigning i temperaturen i kernen øges hastigheden af ​​termonukleære reaktioner . Dette fører dog ikke til mærkbare pulsationer, da de centrale områders rolle i pulseringer er lille (se ovenfor ) og kompenseres af dæmpning i andre områder [4] [6] [7] .

Kappa-mekanisme

En af de almindelige pulseringsmekanismer er kappa-mekanismen , hvor den skiftende opacitet af stjernestof spiller hovedrollen. For eksempel har stjerner med gennemsnitstemperatur i en vis dybde en zone med dobbelt kritisk heliumionisering - et lag af en stjerne, hvor temperaturen er flere tusinde kelvin . På et bestemt tidspunkt ioniseres heliumet i det enkeltvis , og under kompression bruges en del af den frigivne energi ikke på opvarmning, men på ionisering af stoffet. På grund af dette ændres lagtemperaturen lidt, men dens tæthed øges, hvilket fører til en stigning i opacitet og energiretention i laget. Under den næste udvidelse af stjernen rekombinerer stof, hvilket får laget til at frigive mere energi. Ud over helium spiller brint en lignende rolle i denne mekanisme , som i området med en lavere temperatur viser sig at være enten neutral eller ioniseret [4] [6] [8] .

For at pulseringer skal understøttes af en sådan mekanisme, skal zonen med dobbelt kritisk heliumionisering være placeret i en optimal dybde: hvis dybden er for lav, hvilket sker ved en høj temperatur af stjernen, så er stoffets tæthed i denne zone vil være for lav, og der vil ikke forekomme pulseringer. Tværtimod vil zonedybden ved en lav temperatur på stjernen være for stor, og der vil ikke opstå pulsationer på grund af dæmpning af svingninger i de ydre lag [6] . Således er stjernerne, hvori denne mekanisme er implementeret, på Hertzsprung-Russell-diagrammet, på striben af ​​ustabilitet - en næsten lodret smal stribe. Takket være denne mekanisme pulserer variable stjerner af flere typer og har lysstyrkeklasser fra supergiganter til hvide dværge . Typerne af variable stjerner i ustabilitetsstriben, i faldende rækkefølge af gennemsnitlig lysstyrke, er RV Tauri , klassiske Cepheider , Type II Cepheider , RR Lyrae , Delta Scuti , SX Phoenix og ZZ Ceti [4] [8] .

Der er andre typer af fluktuerende variable placeret uden for båndet af ustabilitet - for dem er variabilitetsmekanismen normalt også en kappa-mekanisme. For eksempel, i variabler som Beta Cephei , hvis temperatur er meget højere end den for instabilitetsbåndstjerner, understøttes pulseringer af jernioner [4] [8] .

Nogle typer pulserende variabler

Der er forskellige typer af pulserende variabler, der adskiller sig i fysiske karakteristika, forskellige perioder og amplituder af lysstyrkeændringer: Cepheider , RR Lyrae-variabler , Miras og forskellige andre typer [3] [9] .

Cepheider

En af de vigtigste typer af pulserende variable stjerner er Cepheider . Disse stjerner er supergiganter af spektralklasser F - K med perioder normalt fra 1 til 50 dage og amplituder på 0,1-2,5m . For Cepheider er der en sammenhæng mellem perioden og lysstyrken [10] , hvilket gør det muligt at bruge dem som standardlys : fra Cepheidernes periode kan du bestemme deres absolutte størrelse , og ved at sammenligne sidstnævnte med den tilsyneladende lysstyrke , beregne afstanden til stjernen [11] [12] . På grund af den høje lysstyrke observeres Cepheider ikke kun i vores egen , men også i andre galakser [13] .

Der er to hovedtyper af cepheider: klassiske cepheider og type II cepheider . For disse typer stjerner er afhængigheden mellem periode og lysstyrke forskellig: med lige perioder er type II-cepeider 1,5 m svagere end klassiske. Type II Cepheider er ældre og lavere massestjerner end klassiske Cepheider og tilhører population II [14] [10] . De er til gengæld opdelt i variabler af type BL Hercules med perioder på mindre end 8 dage og variabler af type W Jomfru med perioder på mere end 8 dage [1] [15] . Variabler af typen RV Taurus har perioder på mere end 20 dage og kan både betragtes som en undertype af type II-cepeider og som en mellemtype af stjerner mellem cepheider og mirider (se nedenfor ) [16] [17] .

Blandt cepheider støder man ofte på pulsering i grundtilstanden og pulsering i første overtone, og nogle cepheider svinger samtidigt i disse to tilstande. I sjældne tilfælde er der cepheider, der pulserer på en anden måde: for eksempel i første og anden overtone, eller samtidigt i tre tilstande [11] .

Variabler af typen RR Lyra

En anden vigtig type pulserende stjerner er RR Lyrae-variabler . Disse stjerner er på den vandrette gren , har spektraltyperne A - F , og er en ret homogen klasse af stjerner med hensyn til fysiske parametre [18] . De er almindelige i kugleformede klynger , deres menstruation er normalt mindre end en dag, og deres amplituder er mindre end cepheidernes - op til 2m . De har næsten samme absolutte størrelse - omkring 0,6 m , så de bruges også som standardlys [12] [19] .

I henhold til formen af ​​lyskurverne er RR Lyrae-variabler opdelt i to hovedtyper: RRAB med asymmetriske lyskurver, hvis lysstyrke øges kraftigt, og RRC, hvis lyskurver er symmetriske. Førstnævnte pulserer i grundtilstanden, sidstnævnte i første overtone. Der er også typen RR(B) - det er stjerner, der pulserer samtidigt i grundtilstanden og i den første overtone [1] [20] .

Variabler som Delta Shield

Variabler af typen Delta Scuti er stjerner af spektraltyperne A–F. Ifølge lysstyrkeklassen er de fra hovedsekvensen til giganter , så denne type er den mest almindelige af de relativt lyse pulserende variabler. Pulseringsperioderne for sådanne stjerner er fra 0,02 til 0,3 dage, amplituderne af lysstyrkeændringer er op til 0,9 m [21] [22] [23] .

Variabler af SX Phoenix-typen er tæt på denne klasse : de optager omtrent det samme område på Hertzsprung-Russell-diagrammet , har lignende perioder og amplituder af lysstyrkeændringer, men er af høj alder og tilhører population II, mens Delta Scuti-typen variabler er unge stjerner befolkning i . En anden lignende type er Gamma Doradus-variabler , som har en lavere temperatur end stjerner i ustabilitetsstriben [21] [22] .

Disse variabler pulserer ofte i flere tilstande på samme tid. Variabler som Scutum Delta har både radiale og ikke-radiale pulsationer, mens variabler som Gamma Doradus har ikke-radiale pulsationer, der opretholdes af tyngdekraften (se ovenfor ) [21] .

Oscillerende Ap-stjerner

Oscillerende Ap-stjerner (i GCVS , oscillerende variabler af typen Alpha² Hounds of the Dogs ) er stjerner af spektralklasser fra B til F, beliggende nær eller på hovedsekvensen og har et stærkt magnetfelt . Normalt er Ap-stjerner primært roterende variable , men nogle af dem pulserer også. Perioderne med lysstyrkevariationer af sådanne stjerner er kun 5-15 minutter, hvilket er forbundet med tilstedeværelsen af ​​et magnetfelt, langs aksen, som pulsationerne er orienteret om. Da magnetfeltets akse normalt ikke falder sammen med rotationsaksen, observeres et komplekst mønster af lysstyrkevariationer [24] .

Pulserende hvide dværge

Pulserende hvide dværge , også kendt som ZZ Ceti-variabler, er hvide dværge med temperaturer omkring 10.000 K , der ligger i ustabilitetsstriben. De oplever ikke-radiale pulseringer med perioder fra 100 til 1000 sekunder og med amplituder af lysstyrkeændringer op til 0,3 m og pulserer næsten altid i flere tilstande. Centrale stjerner i planetariske tåger er også pulserende variable [25] .

Variabler som Beta Cephei

Cephei Beta -variabler (nogle gange Canis Major Beta-variabler) er stjerner af spektralklasser O-B placeret over eller på hovedsekvensen. Perioden med ændringer i lysstyrken af ​​sådanne stjerner er 0,1-0,6 dage, og amplituden er op til 0,3 m . Der er også en undertype af sådanne variabler, hvis perioder og amplituder er omtrent en størrelsesorden lavere. Nogle stjerner med lignende karakteristika oplever ikke-radiale pulseringer med lange perioder og er tildelt den tilsvarende type: langsomt pulserende stjerner af spektral type B. Derudover har klasse B-underdværge forskellige fysiske egenskaber og er, i modsætning til de tidligere typer, gamle stjerner, men indtager et tæt område på Hertzsprung-Russell-diagrammet og kan også pulsere [26] [27] .

Variable røde kæmper og supergiganter

Røde kæmper og røde supergiganter , især de sejeste, udviser ofte mindst en lille grad af variation. Der er forskellige klasser af sådanne variable stjerner [28] . For eksempel er mirider supergiganter af spektraltyperne M , S , og C , placeret på den asymptotiske gren af ​​giganter . Perioderne for deres pulsationer er normalt 100-500 dage, selvom de kan nå 1000 dage [1] , og den typiske amplitude af lysstyrkeændringer er 6 m i det synlige område af spektret . En så høj amplitude er forbundet med den lave temperatur af disse stjerner: den kan være 2000 K og ved denne temperatur er 95 % af stjernens stråling i det infrarøde område . Selv en lille ændring i temperaturen fører ikke kun til en ændring i lysstyrken, men også til en betydelig ændring i andelen af ​​synlig stråling [19] [29] .

For langsomme uregelmæssige variabler er pulsationer uregelmæssige i naturen, og deres årsager er dårligt forstået: de ydre lag af sådanne stjerner er konvektive , og teorien om konvektion i stjerner er dårligt udviklet. Stjerner, hvis lysstyrkeændringer generelt er uregelmæssige, men der observeres en vis periodicitet i dem, klassificeres som semiregulære variable [19] . Ofte falder stjerner i kategorien langsomme uregelmæssige variabler på grund af, at de ikke er tilstrækkeligt undersøgt og efterfølgende omklassificeres til semi-regulære eller andre typer objekter [1] .

Måleparametre

Som et resultat af udviklingen af ​​en stjerne ændres dens fysiske parametre, herunder tætheden og den grundlæggende periode med svingninger forbundet med den. Selvom de evolutionære ændringer er meget langsomme, kan den tilsvarende lille ændring i perioden stadig følges ved at observere stjernen i lang tid. For at gøre dette bruges O−C-diagrammet , hvor forskellen mellem de observerede og beregnede tidspunkter for at nå den maksimale lysstyrke noteres. For et stort antal pulsationer vil selv en lille ændring i en periode blive mærkbar, og hvis perioden ændres ensartet med tiden, vil punkterne på diagrammet danne en parabel . Dette diagram kan således bruges til at spore ændringer som følge af stjernernes udvikling, men den tilsyneladende ændring i perioden kan også være forårsaget af andre omstændigheder, for eksempel en stjernes bevægelse i kredsløb i et binært system [ 11] [30] .

Under stjernernes pulseringer kan man observere ændringer ikke kun i lysstyrke, men også i temperatur og i udvidelses- og sammentrækningshastigheden. Temperaturen kan måles ud fra spektret eller farveindekset , og overfladehastigheden kan måles ud fra skift af spektrallinjer forbundet med Doppler-effekten . Ud fra disse værdier skal du bestemme stjernens radius ved hjælp af Baade-Wesselink-metoden . Selve metoden, i en forenklet form, er baseret på det faktum, at ved en bestemt temperatur af en stjerne er dens lysstyrke proportional med kvadratet af dens radius, og den absolutte ændring i en stjernes radius over en vis tid kan være fundet ud fra dens overflades radiale hastighed. Ved at sammenligne hvor mange gange en stjernes lysstyrke ændrede sig mellem to øjeblikke, hvor den havde en bestemt temperaturværdi, kan man finde værdien af ​​dens radius, og dermed lysstyrken [11] [31] .

Studiehistorie

Den første pulserende variable stjerne, der blev opdaget, var Mira , før hvilken kun nye og supernovaer var kendt. I 1596 opdagede David Fabritius denne stjerne, da den var af anden størrelsesorden , og fandt ud af, at dens lysstyrke gradvist aftog. Så holdt hun op med at være tilgængelig for observation, og Fabricius holdt op med at overvåge hendes område af himlen, men i 1609 opdagede han igen stjernen. Den blev også observeret af Johann Bayer i 1603 og kaldte den Omicron Kita, men Bayer var ikke klar over dens variation. Opdagelsen af ​​denne stjerne vakte stor interesse, og navnet Mira (fra latin  mira - fantastisk) blev tildelt den. I 1667 opdagede Ismael Buyo en periodicitet i Miras lysstyrke [32] [33] [34] .

Ideen om, at stjerners pulseringer kan føre til en ændring i deres lysstyrke, blev først fremsat af August Ritter i 1873, og i 1899 foreslog Karl Schwarzschild , at pulseringer også ændrer stjerners temperatur. Omkring 1915 fastslog Harlow Shapley , at nogle stjerner faktisk pulserer. I 1918-1926 udviklede Arthur Eddington en teori, der kunne forklare pulseringerne, og han foreslog kappa-mekanismen som en af ​​de mulige mekanismer . En specifik version af kappa-mekanismen, som især forklarede cepheidernes pulseringer, blev opdaget af Sergei Zhevakin i 1950'erne [35] [4] .

Noter

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 GCVS Variabilitetstyper og distributionsstatistik for udpegede variable stjerner i henhold til deres Variabilitetstyper . GAISH MSU . Hentet 1. januar 2022. Arkiveret fra originalen 18. februar 2022.
  2. ↑ 1 2 3 4 Karttunen et al., 2016 , pp. 301-302.
  3. ↑ 12 Godt , 2012 , s. 57.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Samus N. N. Pulserende stjerner. 2.1. Generel information . Astronomisk arv . Hentet 12. december 2021. Arkiveret fra originalen 19. januar 2012.
  5. ↑ 12 Percy , 2007 , s. 136-138.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Zhevakin S. A. , Pamyatnykh A. A. Stjerners pulseringer . Rumfysik . Astronet . Hentet 28. december 2021. Arkiveret fra originalen 10. december 2021.
  7. ↑ Godt, 2012 , s. 57-61.
  8. ↑ 1 2 3 Percy, 2007 , s. 141-144.
  9. ↑ Karttunen et al., 2016 , pp. 301-303.
  10. ↑ 1 2 Karttunen et al., 2016 , s. 302.
  11. ↑ 1 2 3 4 Samus N. N. Pulserende stjerner. 2.2. Klassiske cepheider. OKPP-typer: DCEP, DCEPS, CEP(B). . Astronomisk arv . Hentet 14. december 2021. Arkiveret fra originalen 28. januar 2012.
  12. ↑ 12 Standard stearinlys . Astronomi . Swinburne University of Technology . Hentet 14. december 2021. Arkiveret fra originalen 10. november 2021.
  13. ↑ Percy, 2007 , s. 147, 161.
  14. ↑ Percy, 2007 , s. 147.
  15. ↑ Darling D. Cepheid variabel . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 1. januar 2022. Arkiveret fra originalen 20. december 2019.
  16. ↑ Wallerstein G. Cepheiderne af Population II og relaterede stjerner  // Publikationer fra Astronomical Society of the Pacific  . - LA : Astronomical Society of the Pacific , 2002. - Juli ( vol. 114 , iss. 797 ). — S. 689–699 . — ISSN 1538-3873 0004-6280, 1538-3873 . - doi : 10.1086/341698 . Arkiveret fra originalen den 1. januar 2022.
  17. ↑ Darling D. RV Tauri-stjerne . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 1. januar 2022. Arkiveret fra originalen 09. maj 2012.
  18. ↑ Percy, 2007 , s. 178.
  19. ↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2016 , s. 303.
  20. ↑ Samus N. N. Pulserende stjerner. 2.5. Variabler af typen RR Lyrae. OKPZ-typer: RRAB, RRC, RR(B). . Astronomisk arv . Hentet 1. januar 2022. Arkiveret fra originalen 3. februar 2021.
  21. ↑ 1 2 3 Percy, 2007 , s. 182-189.
  22. ↑ 12 Good , 2012 , s. 74-76, 91-93.
  23. ↑ Darling D. Delta Scuti-stjerne . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 3. januar 2022. Arkiveret fra originalen 14. juli 2021.
  24. ↑ Percy, 2007 , s. 190-192.
  25. ↑ Percy, 2007 , s. 192-195.
  26. ↑ Percy, 2007 , s. 195-203.
  27. ↑ Godt, 2012 , s. 68-69.
  28. ↑ Percy, 2007 , s. 203-223.
  29. ↑ Godt, 2012 , s. 79-80.
  30. ↑ Samus N. N. Generel information om variable stjerner. 1.4. Repræsentation af fotometrisk information om variable stjerner. Tabeller og grafer . Astronomisk arv . Hentet 4. januar 2022. Arkiveret fra originalen 19. februar 2020.
  31. ↑ Percy, 2007 , s. 34, 138.
  32. ↑ Samus N. N. Variable stjerner . Stor russisk encyklopædi . Hentet 4. januar 2022. Arkiveret fra originalen 9. maj 2021.
  33. ↑ Samus N. N. Generel information om variable stjerner. 1.2. Kort historisk oversigt. Historien om kataloger over variable stjerner . Astronomisk arv . Dato for adgang: 4. januar 2022. Arkiveret fra originalen 6. juni 2011.
  34. ↑ Surdin, 2015 , s. 162-165.
  35. ↑ Percy, 2007 , s. 7-8.

Litteratur

  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier
 variable stjerner
Eruptiv
Pulserende
roterende
Katalysmisk
formørkende binære filer
Lister
Kategori: Variable stjerner