Пульсуючі змінні зорі

Ще 1879 року Август Ріттер запропонував, що зорі можуть радіально коливатись.

До того крива блиску змінної зорі пояснювалась ефектом затемнення в подвійній зоряній системі або зміною яскравості при обертанні. Гарлоу Шеплі 1914 року, однак, показав, що строго періодична зміна яскравості δ Цефея не пояснюється затемнюваністю; спостережувані радіальні швидкості в подвійній зоряній системі повинні були означати, що зорі повинні кружляти довкола спільного перицентру.

Пульсуючі змінні можуть коливатись:

• радіально або
• не радіально (під кутом 90°до радіус-вектора). При нерадіальному пульсаторі сила пружності може бути викликана:
  • гравітацією (g-режим)
  • статичною підйомною силою (l-режим) або
  • тиском (p-режим).

Коливання можуть здійснюватися:

• на основній частоті та/або
• на гармоніці.

Зміна радіусу коливається від 0 при нерадіальних коливаннях до 10 відсотків у цефеїд; у червоних гігантів спостерігається безперервний перехід атмосфери в міжзоряне середовище, тому зміну радіуса не може бути визначено.

Домінуючим механізмом збудження пульсацій є каппа-механізм (інша назва — клапанний механізм). Він обумовлений нелінійною непрозорістю в підфотосферних шарах зорі. Енергія, що надходить із надр, частково поглинається в такому шарі і її надходження до поверхні зменшується. Зовнішні шари охолоджуються і для збереження рівноваги стискаються. Однак поглинання енергії є тимчасовим, через деякий час накопичена надлишкова енергія виділяється й надходить у верхні шари атмосфери, що призводить до їх розширення, тоді як у підфотосферному шарі непрозорість знову зростає і цикл починається заново.

Епсилон-механізм, навпаки, ґрунтується на зміні швидкості виробництва енергії при ядерному синтезі. Цей механізм часто припускається, але він ще не підтверджений шляхом спостережень.

Сонце, сонцеподібні зорі і деякі червоні гіганти збуджуються стохастичні коливання внаслідок конвекції:[2] переносу енергії з надр шляхом підйому розігрітої речовини у верхні, холодніші шари, що може збуджувати коливання у зовнішніх шарах атмосфери.[2]

Подвійна система із дуже витягнутою орбітою в уяві художника. Показано стан, коли зорі максимально зблизилися та під дією припливних сил набули еліпсоїдальної форми. Із віддаленням їх форма повертатиметься до кулястої, що призводить до коливань, які на кривій блиску виглядають як «серцебиття».

У подвійних зоряних системах коливання однієї зорі може збуджувати її супутник, внаслідок дії припливних сил, які періодично змінюються через ексцентриситет орбіти. Прикладом є еліпсоїдальні змінні. Коливання збуджуються в періастрі. Із віддаленням зір одна від одної коливання поступово загасають через внутрішнє тертя, але в наступному проході періастру амплітуда знову збільшується.[3] Крива блиску в деяких випадках має вигляд, подібний до кардіограми серця, за що дослідники назвали їх «зорями серцебиття» (англ. heartbeat star). Декілька таких зір було виявлено за допомогою космічного телескопа Кеплера[4][5].

Значення пульсацій змінних зір для астрофізики:

• Цефеїди і змінні типу RR Ліри використовують з допомогою відношення період-світність для вимірювання відстані.
• Астросейсмологія дозволяє незалежний від моделей аналіз будови зорі.
• Для подвійно-періодичних пульсуючих змінних можливо обчислення маси зорі. В іншому випадку це можливо зробити тільки в подвійних зоряних системах, однак внаслідок попереднього обміну масою там будова зорі може відрізнятися від будови одинарної зорі.

У червоних гігантів коливання не зупиняються на поверхні зорі, а продовжують рух далі, через зовнішню атмосферу. Через нижчу щільність верхніх шарів червоних гігантів, це веде до утворення ударної хвилі, коли частина зовнішньої атмосфери прискорюється понад швидкість утікання. Результатом є значна втрата маси, яка для зір типу OH/IR може досягати 10⁻⁴ мас Сонця на рік.

• Змінні типу α Лебедя — нерадіально пульсуючі надгіганти спектральних класів від Bep до Aep і класу світності Ia. Видима нерегулярна зміна яскравості насправді є наслідком накладання декількох близько розташованих періодів. Довжина циклів становить від декількох діб до тижнів.
• Змінні типу β Цефея (змінні типу β Великого Пса): зорі головної послідовності спектральних класів від B0.5 до В2 і низької амплітуди.
• Цефеїди — радіально пульсуючі надгіганти з періодами від 1 до 130 діб і амплітудами до 2 зоряних величин у видимому світлі. Їх спектральний клас змінюється (внаслідок пульсації) між F і K, причому в мінімумі спектральний клас пізніший. Важливість цефеїд полягає в існуванні залежності період—світність, тому ці змінні зорі використовуються як стандартні свічки для вимірювання відстані всередині і за межами Чумацького Шляху . У цефеїд виділено чотири підгрупи:
  • Класичні цефєїди — молоді масивні зорі (більше 3-х мас Сонця), які проеволюціонували з головної послідовності і багаторазово перетинають смугу нестабільності. Вони належать до дискової складової галактики (населення І) і часто трапляються в розсіяних зоряних скупченнях.
  • змінні типу W Діви — цефеїди, які належать до кулястої складової галактики, старі зорі (населення ІІ). Вони мають масу менше однієї маси Сонця. Два види цефеїд розрізняються формою кривої блиску та відношенням період-світність.
  • Бімодальні цефеїди типу CEP(B) пульсують щонайменше в двох періодах одразу.
  • підтип DECPS показує невелику амплітуду й симетричні криві блиску. Ці цефеїди пульсують, скоріше за все, у першій гармоніці.
  • Аномальні цефеїди (англ. anomalous Cepheids), прототипом яких є зоря BL Boo. Ці цефєїди мають періоди менше одного дня, як змінні типу RR Ліри, але їх світність на 2 зоряні величини перевищує світність змінних типу RR Ліри, що характерно для цефеїд.
• Змінні типу δ Щита: короткоперіодичні змінні поблизу головної послідовності з періодами від 0,02 до 0,3 днів і низькою амплітудою, яка як виняток сягає до 0,8 зоряної величини. Спектральний клас від A до F.
• Змінні типу SX Фенікса: схожі на змінні типу Дельти Щита, але належать до популяції II.
• Змінні типу γ Золотої Риби: однорідна група зір спектрального класу F0-F2, розташована на головній послідовності або поблизу неї. Період коливається від 0,4 до 3 днів, а амплітуда сягає до 0,1 зоряної величини.
• Довгоперіодичні блакитні змінні спектрального класу B (LPB) з періодами близько одного дня.
• До довгоперіодичних змінних належать:
  • Міриди: гігантські зорі пізніх спектральних типів (M, C або S) з емісійними лініями. Криві яскравості змінні, а періоди коливаються від 80 до 1000 діб. Амплітуда у візуальному діапазоні сягає від 2,5 до 8 зоряних величин.
  • Напівправильні змінні зорі (SR) та нерегулярні змінні (L): гіганти і надгіганти від середнього до пізнього спектральних класів. Їх квазіперіоди бувають у діапазоні від 30 до декількох тисяч днів.
• Змінні типу PV Телескопа — багаті на гелій і вуглець змінні спектрального класу Bp. Амплітуди не перевищують 0,1 зоряної величини, періоди — між 0,1 і одним днем.
• змінні типу RR Ліри: зорі з регулярною зміною світності до 2 зоряних величин з періодами між 0,2 і 1 днем. Спектральний клас від A до F.
• Змінні типу RV Тельця: яскраві гіганти і надгіганти спектральних класів від F до K, у яки чергуються глибокі і мілкі мінімуми. Періоди розташовані приблизно між 30 і 150 днів, при чому можуть накладатись довгоперіодичні зміни яскравості близько 1000 днів. Амплітуда може досягати до 3 зоряних величин.
• Швидкопульсуючі карлики B з періодами порядку декількох хвилин при невеликій амплітуді.
• змінні типу ZZ Кита: Білі карлики з дуже короткими періодами менше 20 хвилин і малою амплітудою.
• нововиявлені групи пульсуючих змінних зір, які ще не мають назви в General Catalogue of Variable Stars:
  • Сонцеподібні пульсатори: їх коливання відбуваються не через каппа-механізм, а шляхом висхідних конвективних течій.
  • група молодих зір у розсіяних скупченнях з періодами між 0,1 і 0,7 днів і амплітудами в діапазоні від менше 0,005 зоряних величин. На HR-діаграмі ці зорі лежать між зорями SPB^{[прояснити]} і δ Щита. Пульсації можуть виникати внаслідок обертання зорі.[6]
  • схожі на змінні типу RR Ліри, які мають криву блиску схожу змінні типу RR Ліри, але самі зорі значно меншої світності і маси. Ці зорі еволюціонують тільки шляхом обміну масою в тісних подвійних зоряних системах.[7]
  • Білі карлики малої маси, що утворюються в подвійних системах коли зоря починає перетворюватися на червоний гігант, розширюється, заповнює свою порожнину Роша і, внаслідок цього, більша частина її атмосфери перетікає на зорю-супутник.[8]
  • Гібридні пульсатори: нещодавно виявлені пульсатори з радіальними коливаннями, які коливаються у нижньому (низький порядок / низька амплітуда) p-режимі і g-режимі, а також у вищому (високий порядок / висока амплтітуда) g-режимі.[9][10] При цьому вони можуть належати до кількох типів змінності одночасно. Приклад: Kepler-11145123 (KIC 11145123)[11] Більшість відомих гібридних пульсатори належать до змінних типів γ Золотої Риби–δ Щита.[12]

Попри схожість назви, пульсари належать не до пульсуючих, а до обертальних змінних. Їх назва походить від імпульсних радіохвиль, які було отримано при виявленні нейтронних зір.

• Змінні зорі
• Смуга нестабільності

• Der neue Kosmos (вид. 5). Springer. 1991. ISBN 3-540-53757-0.
• Veränderliche Sterne (вид. 3). J. A. Barth. 1990. ISBN 3-335-00224-5.
• Understanding Variable Stars. Cambridge University Press. 2007. ISBN 978-0-521-23253-1.
• Stellar Structure and Evolution. Astronomy and Astrophysics Library. Springer Verlag. 1994. ISBN 3-540-58013-1.