Что такое переменные звезды? Значение переменные звезды в энциклопедии Кольера

звезды, блеск которых заметно изменяется со временем. Большинство переменных звезд либо очень молоды, либо стары. Поэтому удобнее всего классифицировать их в соответствии с возрастом, т. е. со стадией их эволюции. См. также ЗВЕЗДЫ. Молодые переменные - это звезды, которые формируются или находятся на ранней стадии эволюции. К ним относятся звезды типа Т Тельца, демонстрирующие нерегулярные изменения блеска и часто окутанные облака ми пыли и газа . Переменные Хаббла - Сэндиджа, масс ивные звезды большой свет имости с нерегулярной эмиссией. В эту группу входят звезды максимальной светимости нашей и соседних галактик. Возраст таких звезд всего не сколько миллион ов лет, а их массы лежат в диапазон е от 60 до 200 масс Солнца. В нашей Галактике такими звезда ми являются Р Лебедя и . Киля, интенсивно теряющие массу в виде звездного ветра. Пульсирующие переменные период ически расширяются и сжимаются, а их блеск синхронно усиливается и ослабляется. Среди пульсирующих переменных наи более известны цефеиды , названные так по прототипу - звезде . Цефея. Изменение цвета , светимости и скорости движения поверхностного слоя у классической цефеиды происходит с о предел енным периодом. Чем больше этот период, тем больше средняя светимость звезды. Поскольку видимый блеск звезды меняется обратно пропорционально квадрату расстояния до нее, то, измерив блеск и определив по периоду светимость цефеиды, можно вычислить расстояние до нее. Классические цефеиды имеют массы порядка 5 масс Солнца и возраст от нескольких миллионов до 100 млн. лет. Пульсирующие переменные звезды типа . Цефея изменяют, вероятно , не столько свой размер , сколько форму. Они значительно моложе Солнца. Некоторые пульсирующие переменные звезды очень стары: их возраст доходит до 15 млрд. лет, а массы составляют от 0,6 до 2 масс Солнца. Например , это переменные типа RR Лиры с периодами менее суток и светимостью от 50 до 100 солнечных. Сюда же относятся цефеиды старого населения Галактики (переменные типа W Девы), обнаруженные в шаровых скоплениях. Их периоды сравнимы с периодами классических цефеид, хотя светимость заметно слабее и ведут они себя не много иначе . Вероятно, родственны этой группе и звезды типа . Щита, которые часто называют "карликовыми цефеидами". См. ЗВЕЗДЫ. Четвертая группа пульсирующих переменных состоит из холодных старых звезд с обширными оболочками. В эту группу входят мириды - полуправильные и долго периодически е переменные типа Миры Кита . Полуправильные звезды являются сверхгигантами с масса ми от 8 до 40 солнечных масс. На конечной стадии эволюции у них наблюдаются нерегулярные пульсации, как это видно на примерах Бетельгейзе и Антареса. Типичные периоды мирид составляют от 200 до 450 сут, а светимости достигают 10 000 солнечных; диапазон их масс от 0,8 до 3 солнечных. Динамика их пульсаций усложняется развитием ударных волн. Мириды образуют непрерывную последовательность с переменными ОH/IR, в спектрах которых видны гидроксильные (OH) эмиссионные линии, а сами звезды так холодны, что в основном излучают в инфракрасном диапазоне (IR). Это умирающие звезды, окруженные огромными газо-пылевыми оболочками. Затменные переменные. Многие переменные звезды входят в двойные системы. Блеск некоторых из них (например, Алголя) меняется для земного наблюдателя из-за периодического затмения их поверхности более холодным спутником. Изменение блеска других обусловлено внутренними причинами. К группе таких звезд относятся переменные типа RS Гончих Псов - холодные старые звезды с активными хромосферами и пятнистой поверхностью. Наиболее интересны в этой группе те системы, в которых белый карлик, нейтронная звезда или черная дыра соседствуют с более или менее нормальной звездой. Такие системы могут быть переменными в ультрафиолетовом или рентгеновском диапазонах. В этих система х вещество , теряемое нормальной звездой, падает на белый карлик или попадает в аккреционный диск вокруг нейтронной звезды или черной дыры. В объекте SS 433 звезда-гигант, вероятно, является членом двойной системы вместе с нейтронной звездой, окруженной аккреционным газовым диском, из которого вещество выбрасывается со скоростью 1/4 скорости света. См. также ЧЕРНАЯ ДЫРА; ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС; НЕЙТРОННАЯ ЗВЕЗДА. Наиболее известными системами, состоящими из белого карлика и близкого к нему спутника, являются классические новые звезды, карликовые новые и симбиотические переменные. Блеск классических новых может усилиться в миллион раз, а затем быстро ослабеть . Карлик овые новые усиливают свой блеск от 6 до 200 раз, а ослабление происходит за время от 10 до сотен дней. Симбиотическая звезда - это система, состоящая из холодной красной звезды и ее маленького горячего спутника, причем вся система окутана облаком ионизованного газа. См. также НОВАЯ ЗВЕЗДА . Сверхновые. Самыми замечательными переменными звездами считаются сверхновые, которые в момент вспышки становятся ярче целой галактики. В нашей Галактике сравнительно недавно наблюдались вспышки сверхновых: породившая Крабовидную Туманность вспышка 1054 года; Сверх новая Тихо (1572); Сверхновая Кеплера (1604). Это мощные взрывы, почти полностью разрушающие звезду. Различают два типа сверхновых. Сверхновые I типа наблюдаются в звездных системах, лишенных молодых звезд (в эллиптических галактиках), и в максимуме достигают светимости 6?109 солнечных. Вероятно, это взрываются белые карлики , на которые в двойных системах происходит аккреция вещества с соседней звезды до тех пор, пока масса карлика не превысит предел Чандрасекара (1,44 массы Солнца). Сверхновые II типа образуются при взрыве молодых массивных звезд (15-30 масс Солнца) и достигают светимости 4?108 солнечной. Сверхновые обоих типов производят в процессе взрыва химические элементы тяжелее железа и выбрасывают их в межзвездное пространство . Эти взрывы могут стимулировать рождение звезд следующего поколения; возможно , так родилась и Солнечная система. МЕЖЗВЕЗДНОЕ ВЕЩЕСТВО; ЗВЕЗДЫ; СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА. Спектральные переменные. Это относительно молодые звезды с температурой поверхности 10 000-15 000 К. Их блеск меняется слабо, но в процессе вращения звезды в ее спектре наблюдаются сильные изменения, указывающие, что в разных областях ее поверхности сконцентрированы различные металлы . У этих звезд мощное (более 30 кГс) переменное магнитное поле . См. ЗВЕЗДЫ. Звезды типа UV Кита. Это относительно молодые звезды-карлики (типа Солнца), вспышки которых похожи на солнечные, но более мощные. На небольших участках их поверхности существуют сильные магнитные поля. См. СОЛНЦЕ . Звезды типа R Северной Короны. Это старые звезды, богатые углеродом. Их ровное свечение иногда прерывается неожиданным ослаблением блеска во много раз, а затем восстанавливается. Вероятно, в атмосфере звезды время от времени образуются облака сажи, поглощающие ее свет, которые затем рассеиваются.