Еліпсоїдальні змінні

Еліпсоїдальні змінні належать до групи обертальних змінних зір. Змінність їх яскравості спричинена відхиленням їх форми від форми кулі. Таке викривлення форми зорі трапляється у наближених подвійних зоряних системах, зорі якої через гравітаційну взаємодію набувають форми еліпсоїда. Завдяки цьому для спостерігача з Землі видима площа змінюється протягом орбітального періоду і яскравість знижується з певною амплітудою[1].

Ілюстрація показує вид сплюсненої зірки Ахернар, викликаний швидким обертанням.

Класичні еліпсоїдальні змінні

Класичні еліпсоїдальні змінні — зорі в подвійній системі зі спільним центром мас та круговою орбітою. Через вплив гравітації іншої компоненти системи зоря отримує форму яйця, що призводить до феномену гравітаційного затемнення (англ. Gravity darkening) —  зміни температури зоряної поверхні, яка знаходиться далі від ядра зорі. Ці ефекти створюють криву яскравості, у якій за період обертання існують два мінімуми і два максимуми. У більшості еліпсоїдальних змінних зір головної послідовності період не перевищує 5 днів. Амплітуда зміни яскравості становить менше 0,1 видимої зоряної величини. Однією з найяскравіших еліпсоїдальних змінних є Спіка[2]. Еліпсоїдальна змінність яскравості часто поєднується з затемнюваною змінністю та змінністю відбитого світла (нім. Reflektionslichtwechsel).

Еліпсоїдальна змінність у червоних гігантів

Еліпсоїдальна змінність також спостерігається у червоних гігантів та зір асимптотичної гілки гігантів у подвійних зоряних системах[3]. Орбітальний період у таких зір становить до 1000 днів. Оскільки всі такі зорі демонструють напіврегулярну змінність, виділення еліпсоїдальної змінності від змінності яскравості через пульсації є ускладненим[4].

Зорі з серцебиттям

Зорі з серцебиттям (нім. Herzschlagsterne) отримали таку назву, оскільки їх криві зміни яскравості нагадують ритм серця на ЕКГ. Зміна яскравості таких зір обумовлена еліптичною орбітою довкола спільного центру мас[5].

Еліптична орбіта таких зір спричиняє зміну форми зорі під час обертання та припливні хвилі (коливання) у зорі. Тривалість таких коливань є цілою частиною тривалості обороту по орбіті та є феноменом резонансу, схожим на орбітальний резонанс. Коливання у поєднанні з еліпсоїдальною змінністю ведуть до більшої різноманітності у кривих зміни яскравості, в яких одні зорі демонструють мінімум до «серцебиття», а інші — після. Спостерігаються також зміни яскравості у формі W або M, та поєднання з затемнюваною змінністю. Форма кривої зміни яскравості добре моделюється за параметрами нахилу орбіти, ексцентриситету орбіти і перицентру та апоцентру. Амплітуди дуже невеликі і становлять лише декілька сотень мільйонних часток зоряної величини. Період обертання до цього часу відкритих зоряних систем лежить між 2 та 20 днями[6].

Примітки
  1. Cuno Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel: Veränderliche Sterne. J. A. Barth Verlag, Leipzig 1990, ISBN 3-335-00224-5.
  2. John R. Percy: Understanding Variable Stars. Cambridge University Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1.
  3. C. P. Nicholls and P. R. Wood: Eccentric Ellipsoidal Red Giant Binaries in the LMC: Complete Orbital Solutions and Comments on Interaction at Periastron. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012 (arXiv:1201.1043v1).
  4. C. P. Nicholls, P. R. Wood and M.-R. L. Cioni: Ellipsoidal Variability and the Difference between Sequence D and E Red Giants. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2010 (arXiv:1002.3751v1).
  5. William F. Welsh, Jerome A. Orosz, Conny Aerts, Timothy M. Brown, Erik Brugamyer, William D. Cochran, Ronald L. Gilliland, Joyce Ann Guzik, D. W. Kurtz, David W. Latham, Geoffrey W. Marcy, Samuel N. Quinn, Wolfgang Zima, Christopher Allen, Natalie M. Batalha, Steve Bryson, Lars A. Buchhave, Douglas A. Caldwell, Thomas N. Gautier III, Steve B. Howell, K. Kinemuchi, Khadeejah A. Ibrahim, Howard Isaacson, Jon M. Jenkins, Andrej Prsa, Martin Still, Rachel Street, Bill Wohler, David G. Koch, William J. Borucki: KOI-54: The Kepler Discovery of Tidally-Excited Pulsations and Brightenings in a Highly Eccentric Binary. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011 (arXiv:1102.1730).
  6. Susan E. Thompson, Mark Everett, Fergal Mullally, Thomas Barclay, Steve B. Howell, Martin Still, Jason Rowe, Jessie L. Christiansen, Donald W. Kurtz, Kelly Hambleton, Joseph D. Twicken, Khadeejah A. Ibrahim, Bruce D. Clarke: A Class of Eccentric Binaries with Dynamic Tidal Distortions Discovered with Kepler. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012 (arXiv:1203.6115).
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.