Pulzující proměnná hvězda

Pulzující proměnné jsou třídou proměnných hvězd , které mění svou svítivost v důsledku střídavého rozpínání a smršťování vnějších vrstev a změn jejich teploty.

Pulsace mohou být jak sféricky symetrické, tak neradiální. V různých případech se hmota ve hvězdě může pohybovat různými způsoby, ale u hvězd s velkými amplitudami změn jasnosti dochází nejčastěji k radiálním pulzacím v základním režimu, kdy se všechny oblasti hvězdy současně roztahují nebo smršťují současně.

Pokud je hvězda vyvedena z hydrostatické rovnováhy, má tendenci se vracet do své původní polohy. Aby však oscilace probíhaly dlouhodobě, musí existovat mechanismus pro převod tepelné energie hvězdy do mechanické energie oscilací, jinak se pulzace rychle rozpadají. Jedním z běžných pulsačních mechanismů je kappa mechanismus , kde hlavní roli hraje měnící se opacita hvězdné hmoty.

Existují různé typy pulzujících proměnných s různými fyzikálními charakteristikami, různými periodami a amplitudami změn jasu: cefeidy , proměnné RR Lyrae , miridy a další.

Při dlouhodobém pozorování pulzující proměnné lze zjistit změnu periody pulzací způsobenou jejím vývojem . Navíc z jasnosti, teploty a rychlosti rozpínání a smršťování hvězdy lze určitým způsobem změřit její poloměr.

První objevenou pulzující proměnnou hvězdou byla Mira – objevil ji David Fabricius v roce 1596, předtím byly známy jen nové a supernovy. Myšlenku, že pulsace hvězd mohou způsobit změnu jejich jasnosti, poprvé navrhl August Ritter v roce 1873 a kolem roku 1915 Harlow Shapley zjistil, že některé hvězdy skutečně pulsují.

Popis

Pulzující proměnné jsou třídou proměnných hvězd , které mění svou svítivost v důsledku střídavého rozpínání a smršťování vnějších vrstev a změn jejich teploty. Minimální a maximální poloměr hvězdy během pulsací se může lišit i dvakrát, ale obvykle nejsou změny velikosti tak velké a hlavní podíl na změně svítivosti má změna povrchové teploty [1] [2 ] . Předpokládá se, že mezi několika stovkami miliard hvězd v naší Galaxii pulsuje pouze několik milionů [3] .

Charakter pulsací

Bez ohledu na mechanismus (viz níže ), základní perioda oscilací hvězdy souvisí s průměrnou hustotou hvězdy jako . Pokud hvězda pulsuje se základní periodou, pak se říká, že pulsace nastávají v základním módu. V tomto případě si hvězda zachovává sférickou symetrii a hvězda se buď zcela rozpíná nebo smršťuje, to znamená, že se celá hmota hvězdy buď pohybuje směrem ven nebo dovnitř. Současně s pulzacemi v základním režimu jsou možné pulzace v podtónech s kratší periodou [2] [4] . Pulsace v podtónech jsou také sféricky symetrické, ale uvnitř hvězdy je jedna nebo více koulí, kde se hmota nepohybuje: když se oblast uvnitř koule smršťuje, oblast venku se rozšiřuje a naopak - to znamená, že tyto koule jsou oscilace uzly . Vibrace v prvním tónu mají jeden uzel, druhý má dva uzly a tak dále. Polohy těchto uzlů se obvykle nemění, to znamená, že oscilace jsou stojaté vlny . Hvězdy s velkými amplitudami změn jasnosti obvykle pulsují primárně v základním módu [5] [6] .

Pulsace mohou být také neradiální. V tomto případě si hvězda nezachovává kulový tvar a může se například střídavě stát buď zploštělým nebo protáhlým elipsoidem [6] : některé části hvězdy se mohou smršťovat ve stejnou dobu, kdy se jiné roztahují. V neradiálních pulzačních režimech může být vratnou silou buď tlak, nebo gravitace. V prvním případě je pohyb hmoty blízký radiálnímu, jako v případě radiálních pulsací, a ve druhém je blízký horizontále, což je podobné vlnám na vodě . Neradiální pulsace vedou ke slabším změnám jasnosti a barvy hvězdy než radiální [1] [5] .

Vzhledem k tomu, že hvězdy mají v různých oblastech různou hustotu - zejména hustota ve středu hvězdy je obvykle o několik řádů vyšší než průměr - je relativní amplituda oscilací ve středu mnohem menší než ve vnějším. regiony [6] . Vzhledem k tomu, že při dlouhodobých pozorováních lze detekovat i malé změny periody, je možné detekovat pomalou změnu hustoty v důsledku vývoje hvězdy (viz níže ) [2] [4] .

Mechanismy pulsací

Pokud je hvězda vyvedena z hydrostatické rovnováhy , má tendenci se vracet do své původní polohy. Například, když se hvězda rozpíná, její hustota a teplota klesá, proto tlak přestává vyrovnávat gravitační sílu a hvězda se smršťuje. Aby však oscilace probíhaly dlouhodobě, musí existovat mechanismus pro převod tepelné energie hvězdy do mechanické energie oscilací. To se může stát, pokud stlačení oblastí hvězdy zvýší tok tepla do těchto oblastí: expanze následující po kontrakci bude silnější díky přijaté energii a oscilace budou zachovány. U stacionárních hvězd je pozorován opak: při kompresi se teplota zvyšuje, díky čemuž začnou silněji vyzařovat zahřáté oblasti, navíc se při zahřátí obvykle zvyšuje průhlednost hmoty a hmota zadržuje méně tepla. Když jsou tedy stacionární hvězdy stlačeny, dochází k odtoku tepla, takže volné oscilace hvězd obvykle rychle vyhasnou – v obdobích od stovek dní až po několik let [2] [4] [6] .

Tepelný příkon se zvyšuje s rostoucí teplotou uvnitř hvězdy, protože s rostoucí teplotou v jádře se zvyšuje rychlost termonukleárních reakcí . To však nevede k znatelným pulsacím, protože úloha centrálních oblastí v pulsacích je malá (viz výše ) a je kompenzována tlumením v jiných oblastech [4] [6] [7] .

Kappa mechanismus

Jedním z běžných pulsačních mechanismů je kappa mechanismus , kde hlavní roli hraje měnící se opacita hvězdné hmoty. Například hvězdy s průměrnou teplotou v určité hloubce mají zónu dvojité kritické ionizace helia - vrstvu hvězdy, kde je teplota několik tisíc kelvinů . V určitém čase se helium v ​​něm jednotlivě ionizuje a během stlačování se část uvolněné energie nevynakládá na zahřívání, ale na ionizaci látky. Kvůli tomu se teplota vrstvy mírně mění, ale její hustota se zvyšuje, což vede ke zvýšení opacity a zadržování energie ve vrstvě. Během další expanze hvězdy se hmota rekombinuje, což způsobí, že vrstva uvolní více energie. Kromě helia hraje podobnou roli v tomto mechanismu vodík , který se v oblasti s nižší teplotou ukazuje buď jako neutrální, nebo jako ionizovaný [4] [6] [8] .

Aby pulsace byly podporovány takovým mechanismem, musí být zóna dvojité kritické ionizace helia umístěna v optimální hloubce: pokud je hloubka příliš malá, což se děje při vysoké teplotě hvězdy, pak hustota hmoty v tato zóna bude příliš nízká a nebude docházet k pulzacím. Naopak při nízké teplotě hvězdy bude hloubka zóny příliš velká a nedojde k pulsacím vlivem tlumení oscilací ve vnějších vrstvách [6] . Hvězdy, ve kterých je tento mechanismus implementován, jsou tedy na Hertzsprung-Russellově diagramu na pruhu nestability - téměř vertikálním úzkém pruhu. Díky tomuto mechanismu pulsují proměnné hvězdy několika typů, které mají třídy svítivosti od veleobrů po bílé trpaslíky . Typy proměnných hvězd v pruhu nestability, v klesajícím pořadí průměrné svítivosti, jsou RV Tauri , klasické cefeidy , cefeidy typu II , RR Lyrae , Delta Scuti , SX Phoenix a ZZ Ceti [4] [8] .

Existují další typy fluktuačních proměnných, které se nacházejí mimo pásmo nestability – pro ně je mechanismus variability obvykle také mechanismem kappa. Například v proměnných jako Beta Cephei , jejichž teplota je mnohem vyšší než u hvězd v pásmu nestability, jsou pulsace podporovány ionty železa [4] [8] .

Některé typy pulzujících proměnných

Existují různé typy pulzujících proměnných, které se liší fyzikálními charakteristikami, různými periodami a amplitudami změn jasu: cefeidy , proměnné RR Lyrae , miry a různé další typy [3] [9] .

Cefeidy

Jedním z nejdůležitějších typů pulzujících proměnných hvězd jsou cefeidy . Tyto hvězdy jsou supergianti spektrálních tříd F - K s periodami obvykle od 1 do 50 dnů a amplitudami 0,1-2,5m . U cefeid existuje vztah mezi periodou a svítivostí [10] , což umožňuje jejich použití jako standardní svíčky : z období cefeid můžete určit jejich absolutní velikost a porovnáním druhé se zdánlivou jasností vypočítat vzdálenost ke hvězdě [11] [12] . Díky vysoké svítivosti jsou cefeidy pozorovány nejen v naší , ale i v jiných galaxiích [13] .

Existují dva hlavní typy cefeid: klasické cefeidy a cefeidy typu II . U těchto typů hvězd se závislosti mezi periodou a svítivostí liší: při stejných periodách jsou cefeidy typu II o 1,5 m slabší než klasické. Cefeidy typu II jsou starší a méně hmotné hvězdy než klasické cefeidy a patří do populace II [14] [10] . Ty se zase dělí na proměnné typu BL Hercules s periodami kratšími než 8 dní a proměnné typu W Panna s periodami delšími než 8 dní [1] [15] . Proměnné typu RV Taurus mají periody delší než 20 dní a lze je považovat jak za podtyp cefeid typu II, tak za mezityp hvězd mezi cefeidami a miridy (viz níže ) [16] [17] .

U cefeid se často setkáváme s pulzováním v základním režimu a pulzováním v prvním alikvotu a některé cefeidy v těchto dvou režimech oscilují současně. V ojedinělých případech se vyskytují cefeidy, které pulzují jiným způsobem: například v prvním a druhém podtónu nebo současně ve třech režimech [11] .

Proměnné typu RR Lyra

Dalším důležitým typem pulzujících hvězd jsou proměnné RR Lyrae . Tyto hvězdy jsou na horizontální větvi , mají spektrální typy A - F a jsou z hlediska fyzikálních parametrů poměrně homogenní třídou hvězd [18] . Jsou běžné v kulových hvězdokupách , jejich periody jsou obvykle kratší než jeden den a jejich amplitudy jsou menší než u cefeid - až 2 m . Mají téměř stejnou absolutní magnitudu - asi 0,6 m , proto se používají i jako standardní svíčky [12] [19] .

Podle tvaru světelných křivek se proměnné RR Lyrae dělí na dva hlavní typy: RRAB s asymetrickými světelnými křivkami, jejichž jas se prudce zvyšuje, a RRC, jejichž světelné křivky jsou symetrické. První pulzuje v základním režimu, druhý v prvním alikvotu. Existuje také typ RR(B) - jedná se o hvězdy, které současně pulzují v základním módu a v prvním alikvotu [1] [20] .

Proměnné jako Delta Shield

Proměnné typu Delta Scuti jsou hvězdy spektrálních typů A–F. Podle třídy svítivosti jsou od hlavní sekvence po obry , takže tento typ je nejběžnější z relativně jasných pulsujících proměnných. Periody pulsací takových hvězd jsou od 0,02 do 0,3 dne, amplitudy změn jasnosti jsou až 0,9 m [21] [22] [23] .

Proměnné typu SX Phoenix jsou blízké této třídě : zaujímají přibližně stejnou oblast na Hertzsprung-Russellově diagramu , mají podobné periody a amplitudy změn jasu, ale jsou velmi staré a patří do populace II, zatímco proměnné typu Delta Scuti jsou mladé hvězdy populace i . Dalším podobným typem jsou proměnné Gamma Doradus , které mají nižší teplotu než hvězdy v pásu nestability [21] [22] .

Tyto proměnné často pulzují ve více režimech současně. Proměnné jako Scutum Delta mají radiální i neradiální pulsace, zatímco proměnné jako Gamma Doradus mají neradiální pulsace udržované gravitací (viz výše ) [21] .

Oscilující hvězdy Ap

Oscilující Ap-hvězdy (v GCVS , oscilující proměnné typu Alpha² Hounds of the Dogs ) jsou hvězdy spektrálních tříd od B do F, umístěné blízko nebo na hlavní posloupnosti a mající silné magnetické pole . Hvězdy Ap jsou obvykle primárně rotující proměnné , ale některé z nich také pulsují. Periody změn jasnosti takových hvězd jsou pouze 5–15 minut, což je spojeno s přítomností magnetického pole, podél jehož osy jsou pulsace orientovány. Vzhledem k tomu, že osa magnetického pole se obvykle neshoduje s osou rotace, je pozorován složitý vzor změn jasu [24] .

Pulzující bílí trpaslíci

Pulzující bílí trpaslíci , také známí jako proměnné ZZ Ceti, jsou bílí trpaslíci s teplotami kolem 10 000 K , kteří leží v pruhu nestability. Vyskytují se u nich neradiální pulzace s periodami od 100 do 1000 sekund a s amplitudami změn jasu do 0,3 ma téměř vždy pulzují v několika režimech. Centrální hvězdy v planetárních mlhovinách jsou také pulzující proměnné [25] .

Proměnné jako Beta Cephei

Proměnné Cephei Beta (někdy proměnné Canis Major Beta) jsou hvězdy spektrálních tříd O–B umístěné nad nebo na hlavní posloupnosti. Perioda změn jasnosti takových hvězd je 0,1–0,6 dne a amplituda je až 0,3 m . Existuje také podtyp takových proměnných, jejichž periody a amplitudy jsou přibližně o řád nižší. Některé hvězdy s podobnými charakteristikami zažívají neradiální pulsace s dlouhými periodami a jsou přiřazeny k odpovídajícímu typu: pomalu pulsující hvězdy spektrálního typu B. Kromě toho mají podtrpaslíci třídy B různé fyzikální vlastnosti a na rozdíl od předchozích typů jsou to staré hvězdy, ale na Hertzsprung-Russellově diagramu zabírají blízkou oblast a mohou také pulsovat [26] [27] .

Variabilní rudí obři a veleobri

Rudí obři a červení veleobri , zvláště ti nejchladnější, často vykazují alespoň malý stupeň variability. Existují různé třídy takových proměnných hvězd [28] . Například Mirids jsou supergianti spektrálních typů M , S a C , kteří se nacházejí na asymptotické větvi obrů . Periody jejich pulsací jsou obvykle 100–500 dní, i když mohou dosáhnout 1000 dní [1] a typická amplituda změn jasu je 6 m ve viditelné oblasti spektra . Tak vysoká amplituda je spojena s nízkou teplotou těchto hvězd: může být 2000 K a při této teplotě je 95 % záření hvězdy v infračervené oblasti . I malá změna teploty vede nejen ke změně svítivosti, ale také k výrazné změně podílu viditelného záření [19] [29] .

U pomalých nepravidelných proměnných jsou pulsace nepravidelné povahy a jejich příčiny jsou špatně pochopeny: vnější vrstvy takových hvězd jsou konvektivní a teorie konvekce ve hvězdách je špatně rozvinutá. Hvězdy, jejichž změny jasnosti jsou obecně nepravidelné, ale je u nich pozorována určitá periodicita, jsou klasifikovány jako polopravidelné proměnné [19] . Často hvězdy spadají do kategorie pomalých nepravidelných proměnných kvůli tomu, že nejsou dostatečně prozkoumány a následně jsou překlasifikovány na semiregulární nebo jiné typy objektů [1] .

Parametry měření

V důsledku vývoje hvězdy se mění její fyzikální parametry, včetně hustoty a základní periody oscilací s ní spojených. I když jsou evoluční změny velmi pomalé, lze odpovídající malou změnu periody stále sledovat dlouhodobým pozorováním hvězdy. K tomu slouží O−C diagram , ve kterém je zaznamenán rozdíl mezi pozorovaným a vypočteným časem dosažení maximálního jasu. Pro velký počet pulzací bude patrná i malá změna v jedné periodě, a pokud se perioda mění rovnoměrně s časem, body na diagramu vytvoří parabolu . Tento diagram lze tedy použít ke sledování změn v důsledku vývoje hvězd, nicméně zdánlivá změna periody může být způsobena i jinými okolnostmi, například pohybem hvězdy na oběžné dráze v binárním systému [ 11] [30] .

Při pulsacích hvězd lze pozorovat změny nejen jasnosti, ale i teploty a rychlosti rozpínání a smršťování. Teplotu lze měřit ze spektra nebo barevného indexu a povrchovou rychlost lze měřit z posunu spektrálních čar spojených s Dopplerovým efektem . Z těchto hodnot určete poloměr hvězdy pomocí metody Baade-Wesselink . Samotná metoda je ve zjednodušené podobě založena na tom, že při určité teplotě hvězdy je její svítivost úměrná druhé mocnině jejího poloměru a absolutní změna poloměru hvězdy za určitý čas může být zjištěné z radiální rychlosti jeho povrchu. Porovnáním toho, kolikrát se svítivost hvězdy změnila mezi dvěma okamžiky, kdy měla určitou teplotu, lze zjistit hodnotu jejího poloměru, a tedy i svítivosti [11] [31] .

Historie studia

První objevenou pulzující proměnnou hvězdou byla Mira , před níž byly známy pouze nové a supernovy. V roce 1596 David Fabritius objevil tuto hvězdu, když byla druhé magnitudy , a zjistil, že její jasnost postupně klesá. Poté přestala být dostupná pro pozorování a Fabricius přestal sledovat její oblast oblohy, ale v roce 1609 hvězdu znovu objevil. V roce 1603 ji pozoroval také Johann Bayer a pojmenoval ji Omicron Kita, ale Bayer si nebyl vědom její variability. Objev této hvězdy vzbudil velký zájem a bylo jí přiděleno jméno Mira (z latinského  mira - úžasný). V roce 1667 objevil Ismael Buyo periodicitu jasnosti Miry [32] [33] [34] .

Myšlenku, že pulsace hvězd mohou vést ke změně jejich jasnosti, poprvé předložil August Ritter v roce 1873 a v roce 1899 Karl Schwarzschild navrhl, že pulsace také mění teplotu hvězd. Kolem roku 1915 Harlow Shapley zjistil, že některé hvězdy skutečně pulsují. V letech 1918-1926 Arthur Eddington rozvíjel teorii, která by mohla vysvětlit pulsace, a jako jeden z možných mechanismů navrhl mechanismus kappa . Specifickou verzi mechanismu kappa, který vysvětloval zejména pulsace cefeid, objevil Sergei Zhevakin v 50. letech [35] [4] .

Poznámky

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 Typy proměnných GCVS a statistika distribuce označených proměnných hvězd podle jejich typů proměnných . GAISH MSU . Získáno 1. ledna 2022. Archivováno z originálu 18. února 2022.
  2. ↑ 1 2 3 4 Karttunen et al., 2016 , pp. 301-302.
  3. ↑ 12 Dobrý , 2012 , str. 57.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Samus N. N. Pulzující hvězdy. 2.1. Obecné informace . Astronomické dědictví . Získáno 12. prosince 2021. Archivováno z originálu 19. ledna 2012.
  5. ↑ 12 Percy , 2007 , str. 136-138.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Zhevakin S. A. , Pamjatnykh A. A. Pulsace hvězd . Vesmírná fyzika . Astronet . Získáno 28. prosince 2021. Archivováno z originálu dne 10. prosince 2021.
  7. ↑ Dobrý, 2012 , str. 57-61.
  8. ↑ 1 2 3 Percy, 2007 , str. 141-144.
  9. ↑ Karttunen a kol., 2016 , pp. 301-303.
  10. ↑ 1 2 Karttunen et al., 2016 , s. 302.
  11. ↑ 1 2 3 4 Samus N. N. Pulzující hvězdy. 2.2. Klasické cefeidy. Typy OKPP: DCEP, DCEPS, CEP(B). . Astronomické dědictví . Získáno 14. prosince 2021. Archivováno z originálu dne 28. ledna 2012.
  12. ↑ 12 Standardní svíčka . Astronomie . Swinburne University of Technology . Získáno 14. prosince 2021. Archivováno z originálu dne 10. listopadu 2021.
  13. ↑ Percy, 2007 , str. 147, 161.
  14. ↑ Percy, 2007 , str. 147.
  15. ↑ Darling D. Proměnná cefeid . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 1. ledna 2022. Archivováno z originálu dne 20. prosince 2019.
  16. ↑ Wallerstein G. The Cepheids of Population II and Related Stars  // Publications of the Astronomical Society of the Pacific  . - LA : Astronomical Society of the Pacific , 2002. - Červenec ( sv. 114 , vyd. 797 ). — S. 689–699 . — ISSN 1538-3873 0004-6280, 1538-3873 . - doi : 10.1086/341698 . Archivováno z originálu 1. ledna 2022.
  17. ↑ Darling D. RV hvězda Tauri . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 1. ledna 2022. Archivováno z originálu dne 09. května 2012.
  18. ↑ Percy, 2007 , str. 178.
  19. ↑ 1 2 3 Karttunen a kol., 2016 , str. 303.
  20. ↑ Samus N. N. Pulzující hvězdy. 2.5. Proměnné typu RR Lyrae. Typy OKPZ: RRAB, RRC, RR(B). . Astronomické dědictví . Získáno 1. ledna 2022. Archivováno z originálu dne 3. února 2021.
  21. ↑ 1 2 3 Percy, 2007 , str. 182-189.
  22. ↑ 12 Dobrý , 2012 , str. 74-76, 91-93.
  23. ↑ Darling D. Hvězda Delta Scuti . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 3. ledna 2022. Archivováno z originálu dne 14. července 2021.
  24. ↑ Percy, 2007 , str. 190-192.
  25. ↑ Percy, 2007 , str. 192-195.
  26. ↑ Percy, 2007 , str. 195-203.
  27. ↑ Dobrý, 2012 , str. 68-69.
  28. ↑ Percy, 2007 , str. 203-223.
  29. ↑ Dobrý, 2012 , str. 79-80.
  30. ↑ Samus N. N. Obecné informace o proměnných hvězdách. 1.4. Reprezentace fotometrických informací o proměnných hvězdách. Tabulky a grafy . Astronomické dědictví . Získáno 4. ledna 2022. Archivováno z originálu 19. února 2020.
  31. ↑ Percy, 2007 , str. 34, 138.
  32. ↑ Samus N. N. Proměnné hvězdy . Velká ruská encyklopedie . Získáno 4. ledna 2022. Archivováno z originálu dne 9. května 2021.
  33. ↑ Samus N. N. Obecné informace o proměnných hvězdách. 1.2. Stručný historický nástin. Historie katalogů proměnných hvězd . Astronomické dědictví . Datum přístupu: 4. ledna 2022. Archivováno z originálu 6. června 2011.
  34. ↑ Surdin, 2015 , str. 162-165.
  35. ↑ Percy, 2007 , str. 7-8.

Literatura

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
 proměnné hvězdy
Sopečný
Pulzující
rotující
Kataklyzmatické
zákrytové dvojhvězdy
Seznamy
Kategorie: Proměnné hvězdy