Фізичні зміни зорі

Фізичними змінними називаються зірки, які змінюють свою світність в результаті фізичних процесів, що відбуваються в самій зірці. Такі зірки можуть і не мати постійну криву блиску. Першу пульсуючу змінну відкрив в 1596 році Фібріціус в сузір'ї Кита. Він назвав її Мірою, що означає «чудова, дивовижна». У максимумі Миру добре видно неозброєним оком, її видима зоряна величина 2m, в період мінімуму вона зменшується до 10m, і видно тільки в телескоп. Середній період змінності Світи Китаї 3 331,6 діб.

У 1783 році Едуард Піготт виявив зміни блиску η Орла з періодом 7,17 днів. У 1784 році Джон Гудрайк відкрив змінність зірки δ Цефея (період 5,366 днів). Всі змінні зірки, в тому числі затемнення-змінні, мають спеціальні позначення. Попереду назви відповідного сузір'я ставляться букви латинського алфавіту R, S, T ... або просто букву V (англ. variable «змінний») з цифрами. Цефеїд називаються пульсуючі зірки високої світності, названі так по імені однієї з перших відкритих змінних зірок - δ Цефея. Це жовті надгіганти спектральних класів F та G, маса яких перевищує масу Сонця в кілька разів. В ході еволюції цефеїди набувають особливої ​​структуру - на певній глибині виникає шар, який акумулює енергію, що приходить з ядра зірки, а потім віддає її. Цефеїди періодично стискаються, температура цефеїд зростає, зменшується радіус. Потім площа поверхні зростає, її температура зменшується, що викликає загальні зміни блиску.

Дослідження спектрів цефеїд показує, що періодично змінюються променеві швидкості: поблизу максимуму блиску фотосфери цих зірок наближаються до нас з найбільшою швидкістю, а поблизу мінімуму - з найбільшою швидкістю віддаляються від нас. Це випливає з аналізу спектрів цефеїд на основі ефекту Доплера. Таким чином, періодично змінюється радіус цефеїди. Чим більше період зміни блиску цефеїди, тим більше її світність. Цефеїди відіграють особливу роль в астрономії. У 1908 році Генрієтта Лівітт, вивчаючи цефеїди в Малому Магеллановій Хмарі, помітила, що чим менше видима зоряна величина цефеїди, тим більша період зміни її блиску. Оскільки всі зірки ММО віддалені від нас на приблизно однакову відстань, то видима зоряна величина m цефеїд відображає її світність L. А так як надгіганти добре помітні на великих відстанях, цю залежність можна використовувати для визначення відстаней до галактик. Так, до 1999 року за вимірюваннями 800 цефеїд в 18 галактиках була уточнена постійна Хаббла, яку тепер вважають рівною 70 км / с на 1 Мпк з точністю 10%. У 60-і роки радянський астроном Юрій Єфремов встановив, що чим триваліший період цефеїди, тим молодше ця зірка. Зірки типу RR Ліри швидко змінюють свій блиск. У більшості з них періоди полягають в межах 0,2-0,8 доби, а амплітуди блиску становлять у середньому близько однієї зоряної величини. Це зірки спектральних класів А-F. Такі пульсуючі змінні часто зустрічаються в кульових зоряних скупченнях. Їх властивості, як і властивості цефеїд, використовують для обчислення астрономічних відстаней. Особлива група змінних - молоді зірки типу T Тільця, вперше відкриті Отто Струве Васильовичем в XIX столітті. Вони змінюють свій блиск безладним чином, але іноді у них простежуються і ознаки періодичності, пов'язані з обертанням навколо осі. R Північної Корони і схожі на неї зірки ведуть себе абсолютно непередбачуваним чином. Зазвичай цю зірку можна розгледіти неозброєним оком. Кожні кілька років її блиск падає приблизно до восьмої зоряної величини, а потім поступово зростає, повертаючись до попереднього рівня. Мабуть, ця зірка-надгігант скидає з себе хмари вуглецю, який конденсується, утворюючи щось на зразок сажі. Якщо одне з цих густих чорних хмар проходить між нами і зіркою, воно заступає світло зірки, поки хмара не розсіється в просторі. Зірки типу R Північної Корони виробляють густу пил, що має важливе значення в областях, де утворюються зірки.