Реферат: Нестаціонарні зірки Фізичні процеси які забезпечують нестаціонарність
Криві блиску мають особливості, характерні і для δ Щита і для RR Ліри (ефект Блажко).
Спектральний клас різний по лініях металів і водню, але в середньому більш пізній, чим у RR Ліри, і більш схожий на δ Щита.
Тип β Цефея
До нього належать гарячі гіганти і надгіганти, що знаходяться досить далеко від смуги нестабільності.
Характерні малі періоди (часи) і амплітуди, симетричні криві блиску. Періоди можуть належати множинінерадіальних пульсацій.
Причина пульсацій невідома, тому що клапанний механізм не єефективним при таких великих температурах і високомуположенні зони іонізації гелію.
Тип ZZ Кита
Це пульсуючі білі карлики з температурою 120 000 K, масою 0.6 сонячної і густиною біля 1 млн. м./см3. Більшість має спектральний клас DA (для білих карликів існує своя спектральна класифікація, що відбивається буквою D (від англійського White Dwarf — білий карлик), друга літера відповідає положенню на діаграмі Герцшпрунга-Рессела. Мультиперіодичні пульсації схожі на пульсації у RR Ліри, але з меншим масштабом змін. Також у зірках типу ZZ Кита спостерігаються нерадіальні пульсації. Фотоелектричні виміри показують — крива, що спостерігається, може бути пояснена тільки коливанням температури без коливання радіуса.
Ці зірки знаходяться на продовженні смуги нестабільності в область білих карликів. Вони займаютьтой діапазон температур, у якому при еволюційному охолодженні білих карликів в їхніх зовнішніх шарахутворюється зона іонізації водню, і отже, можна припустити, що пульсаціями управляє той же клапанний механізм.
У білих карликів переважним елементом в атмосфері є гелій. Певне, серед цих об'єктів зустрічаються об'єкти з не радіальними пульсаціями.
Тип О Кита (Міріди)
Мірідиє холодними гігантами на пізній стадії еволюції, переважно класу М (титанові зірки), зустрічаються також класи G (вуглецеві) і S (цирконієві).
В спектрах всіх мірід присутні емісійні лінії, що свідчать про проходження в атмосферах цих зірок ударних хвиль.
Криві блиску показують сильну нестабільність від циклу до циклу, хоча крива може бути описана одним середнім періодом (див. мал. 9).
Подібна нестабільність може бути пов'язана з порушенням пульсацій у зоні іонізованого водню в протяжній атмосфері зірки і проходженням ударних хвиль. Проте, остаточної теорії пульсацій подібних зірок, також як і іншихдовгоперіодичних змінних, не існує.
Зміни періодів мають різноманітний характер: стрибкоподібні і плавні неправильні зміни (найбільш частий тип), циклічні стрибкоподібні зміни, циклічні плавні (синусоїдальні зміни). Цикли цих змін у тих зірок, у яких вони можуть передбачатися складають значення 13000-22000 d.
Що такеміріди?
У еволюції зірок із масами порядку сонячної або більшими є стадія, коли зірка стає дуже активною. Світило, яке раніше було подібне до нашого Сонця, за порівняно короткий час “розбухає”, збільшуючи свої розміри в сотні разів і перетворюючись у холодну червону зірку гігант. Більшість зірок у цій стадії виявляє нестабільність — пульсує. Їхній візуальний блиск більш-менш регулярно змінюється на декілька зоряних величин із періодами від сотні днів до півтора-двох років.
Першою такою змінною зорею, на яку звернули увагу астрономи, була Міра Кита. Вона надалі і дала назву цілому класу змінних зірок. У серпні 1596-року німецький астроном Давид Фабріціус помітив у сузір'ї Кита зірку, яку не зміг знайти ні на зоряних картах, ні в каталогах. Але через декілька місяців блиск зірки ослаб настільки, що вона перестала бути видимою неозброєним оком. У 1603 році ЙоганнБайер при упорядкуванні свого знаменитого зоряного атласу (першого атласу, де зірки одержали позначення у виді грецьких букв) знову помітивту ж зірку, яку він, не підозрюючи про відкриття Фабріціуса, заніс в атлас як зірку3-йвеличини і привласнив їй позначення О Кита. В лютому 1609 року її знову спостерігав Фабріціус; тоді ж він і назвав її Мiга (від латинського “дивна”).
Хоча Фабріціусу і належить честь першовідкривача Міри, спеціальних спостережень він не вів. Регулярні спостереження Міри Кита вперше виконали Хольвард і Фулленіус у Нідерландах — ці роботи відносяться вже до 1630-х — 1640-х років. Першим же, хто знайшов періодичність у змінах блиску Міри Кита, був французький астроном Буйо. Період зірки він визначив у 333 дня, що близько до нині прийнятого значення (331,6). К XVII- XVIII сторіччямвідносяться відкриття ще декількохдовгоперіодичнихзмінних — χ Лебедя (цю зірку раніш нерідко називали “Міра Лебедя”), а також R Гідри і R Льва.
Легко зрозуміти, чому Міру й інші подібні їй зірки були в числі перших змінних зірок, відкритих астрономами і систематично дослідженими. Це пояснюється, насамперед, великою амплітудою змін їхнього блиску. Самі яскраві з мірід у максимумі можуть бути помітні навіть неозброєним оком, у той час як у мінімумі бувають доступні не всякому телескопу. Рекорд належить зірці χ Лебедя: у максимумі її блиск досягає візуальної величини 3,3m , а в мінімумі падає майже до 14m , тобто амплітуда блиску досягає без малого 11 зоряних величин!
Мірідизаймають особливе місце серед виявлених і вивчених змінних зірок. Так, у 4-му виданні “Загального каталогу змінних зірок” (ЗКЗЗ) із 28455 включених у нього зірок 5829 — міріди (більше 20%). Причина значного числа відомих мірід криється в порівняній легкості їхнього виявлення: по-перше, завдяки великим амплітудам зміни блиску, а по-друге, міріди — це зірки гіганти високої світності (десятки тисяч сонячних), тобто вони можуть спостерігатися на величезних відстанях, у сотні і тисячі парсек. Міріди — холодні червоні зірки, що пройшли довгий шлях еволюції. Температура їхньої поверхні біля 2000-3000К, Більшість відноситься до спектрального класу М. Це зірки, багаті киснем. Але зустрічаються серед мірід і вуглецеві зірки, що належать до спектрального класу G.
Довгоперіодичні змінні
Довгоперіодичні змінні зірки, як випливає із самої назви, змінюють свій блиск достатньо повільно, із періодами в сотні днів (частіше усього зустрічаються періоди від 150 до 700 діб). Клас таких змінних містить у собі множину досить різноманітних по своїх характеристиках зірок.
Довгоперіодичні змінні діляться на два підкласи: змінні типу Міри Кита (або власне міріди) інапівправильнізмінні. Одним із критеріїв, по якомузірку відносять до тієї або іншої категорії, служить амплітуда коливань блиску. До мірід звичайно належатьзірки з амплітудою більшої 2,5m , до напівправильних — зорі, амплітуда зміни блиску котрих менше 2,5m . При цьому треба відзначити, що міріди в середньому мають великі періоди і змінюють блиск із більшою регулярністю, ніж напівправильнізірки. Таким чином, між двома підкласами існують реальні фізичні розходження.
Відносно регулярну криву блиску мають лише деякіміріди. Для більшості ж зірок цього типу зміна блиску відзначена різноманітними іррегулярностями, що з однаковою можливістю можуть зустрічатися як на висхідній гілці кривої, так і на спадної, і не мають періодичностей. Криві блиску мірід можна розділити на три типа:
· I — одна з гілок кривоїйде крутіше, ніж інша;
· II — крива блиску більш-менш симетрична;
· III — крива блиску має “горб” на однієї з гілок, або у її два максимуми протягом одного періоду.