Подвійні зорі утримуються разом взаємним тяжінням. Обидві зорі подвійної системи обертаються по еліптичних орбітах навколо деякою точки, що лежить з-поміж них і називається центром гравітації цих зір. Якщо відстань між партнерами дуже велика, орбітальний період може вимірюватися роками, інколи ж цілим століттям чи більше. Для тісних систем їх орбітальний період може становити лише кілька годин. Що стосується, обертання досить масивних зірок навколо загального центру ваги на близькій відстані один від одного, стають помітними релятивістські ефекти, такі як усунення периастра і зменшення орбітального періоду за рахунок випромінювання системою гравітаційних хвиль (останнє призводить до того, що наприкінці дві зірки зіштовхуються).
22. Фізичні змінні
залежно від особливостей змінності ділять на дві основні групи: пульсуючі змінні, в яких зміни блиску зумовлені періодичним або ква-зіперіодичним коливанням їхніх радіусів і ефективної температури навколо певних середніх значень; та еруптивні змінні, в яких зміни блиску пов'язані з раптовим виділенням енергії внаслідок вибухоподібного процесу.
За амплітудами, тривалістю циклу та іншими особливостями кривих зміни блиску як пульсуючі, так і еруптивні змінні поділено на окремі типи. Наприклад, у групі пульсуючих зір виділяють цефеїди, віргініди, ліриди, зорі типу RYТельця, довгоперіодичні змінні, напівправильні змінні тощо. До групи еруптивних зір належать зорі типу Т Тельця, UYКита, Нові зорі, новоподібні, зорі типу U Близнят і Наднові зорі.
Цефеїди, ліриди і віргініди
Для зір цих типів характерні ритмічні, з точністю доброго годинникового механізму, зміни блиску і певна залежність форми кривої блиску від періоду Р. Довгий час усі ці три групи пульсуючих змінних об'єднували під назвою цефеїди. Однак і тоді був поділ на довгоперіодичні або класичні цефеїди (їхнім прототипом була зоря S Цефея) і короткоперіодичні цефеїди (прототип — зоря RR Ліри). Виділення окремих типів «колишніх цефеїд» — лірид і віргінід — супроводжувалися певними змінами в уявленнях щодо масштабів Галактики і галактичного світу в цілому.
Цефеїди. У Галактиці зір цього типу відкрито понад сімсот (багато цефеїд знайдено і в інших галактиках). Амплітуди зміни блиску відомих цефеїд нашої Галактики, класифікація яких не має сумнівів, є в межах від 0,06т (для унікальної цефеїди Полярної — а Малої Ведмедиці — амплітуда зараз становить 0,015ш ) до 1,5т, а періоди — від 1 до 127 діб. Цефеїди в інших галактиках часто мають періоди більше ніж 100 діб, а в нашій Галактиці таких цефеїд усього декілька. Абсолютні зоряні величини цефеїд — від —2т до —6т, вони є надгігантами спектральних класів Р і О (деякі цефеїди у мінімумі блиску мають спектральний клас К). Як вже було сказано, ти¬повим представником цієї групи змінних є зоря S Цефея, яка ритмічно змі-нює свій блиск від 3,48т до 4,37т з періодом 5,366 доби. Залежність зоряної величини цефеїди від часу t (точніше від фази ?= t/P, де Р — період пульсацій) є асиметричною: порівняно швидке зростання блиску змінюється дещо сповільненим його спадом (рис. 1, а). У фазі з кривою блиску змінюється ефективна температура зорі (рис. 16.1, б), а також її спектральний клас: у мінімумі блиску поверхня зорі холодніша, а її спектральний клас пізніший. До того ж ця особливість проявляється тим сильніше, чим більший період зміни блиску зорі. Так виявили залежність період — спектральний клас для цефеїд. У деяких так званих є-цефеїд крива блиску має синусоїдальну форму, тобто є симетричною, амплітуда ж, як правило, не перевищує 0,5т. Типовий приклад а-цефеїди — а Малої Ведмедиці).
Вимірюючи зміщення ліній у спектрах цефеїд, можна отримати криві про-меневих швидкостей. Як виявилося, у кожному конкретному випадку ця крива є дзеркальним відображенням кривої блиску (рис. 1, в). Вона свідчить, що зовнішні шари зорі, в яких утворюються спектральні лінії, коливаються навколо середнього положення рівноваги, досягаючи найбільшої швидкості близько 20 км/с. За кривою променевих швидкостей можна обчислити відхилення радіуса зорі R від його середнього значення. Рис. 16.1. Зміни блиску (а), температури (б), променевої швидкості фото¬сфери (в) зорі S Цефея у функції фази періоду; штрихова лінія позначає величину променевої швидкості руху самої зорі у просторі.
Віргініди. Довгий час до цефеїд залічували зорі типу W Діви, періоди зміни блиску яких перебувають приблизно в межах від 12 до 35 діб. Як приклад, на рис. 16.2 показана крива блиску самої зорі W Діви.
В 1952 р. визначили, що при однаковому значенні періоду пульсацій аб¬солютні зоряні величини віргінід на 1,5—2,0т менші від типових для цефеїд (див. рис. 3). Як виявилося, розподіл цих двох типів змінних зір у га¬лактичному просторі також різний: цефеїди в основному скупчені до пло¬щини Молочного Шляху, тоді як віргініди розподілені майже рівномірно відносно центра Галактики. Залежність світності від періоду зміни блиску для зір типу Ж Діви майже така, як і для цефеїд, однак з іншою константою у формулі типу (1).
Ліриди. Змінних зір типу RR Ліри відомо близько 4000. Це — гіганти спектральних класів А — Б, періоди зміни блиску для них є в межах від 0,2 до 1,2 доби, амплітуди зміни блиску не перевищують 2т (рис.4). Середнє значення абсолютної зоряної величини лірид М= +0,5т. Особливо багато цих зір є в кулястих зоряних скупченнях.
Уже на початку XX ст., як тільки виявили залежність М= М(Р), цефеїди (у найширшому розумінні слова, тобто включаючи в цю групу і ліриди, і віргініди) назвали «маяками Всесвіту». Вони й справді є такими, особливо тепер, коли з'ясовано існування цих трьох окремих різновидів. їхня достатньо висока світність дає змогу виявляти ці об'єкти в найдальших закутках нашої Галактики, а також (це стосується саме цефеїд) і в декількох десятках близьких до нас галактик. Тут формула (1) дає змогу прокалібрувати інші методи визначення міжгалактичних відстаней цілком так само, як у масштабах нашої Галактики це здійснили за допомогою тригонометричних паралаксів.
23. Визнано доцільним виділення з класу еруптивних зір до окремого класу вибухових та новоподібних змінних.
Суттєво змінено класифікацію у затемнюваних подвійних системах.
Водночас було визнано доцільним максимально зберегти скорочені позначення вже існуючих типів для запобігання плутанини у подальшому.
Таким чином нова класифікація виокремлює сім класів, які у свою чергу поділяють на типи (та підтипи):
1. еруптивні (FU, GCAS, I, IA, IB, IN, INA, INB, INT, IT, IN(YY), IS, ISA, ISB, RCB, RS, SDOR, UV, UVN, WR),
2. пульсуючі (ACYG, BCEP, BCEPS, CEP, CEP(B), CW, CWA, CWB, DCEP, DCEPS, DSCT, DSCTC, GDOR, L, LB, LC, M, PVTEL, RPHS, RR, RR(B), RRAB, RRC, RV, RVA, RVB, SR, SRA, SRB, SRC, SRD, SXPHE, ZZ, ZZA, ZZB);
3. що обертаються (ACV, ACVO, BY, ELL, FKCOM, PSR, SXARI);
4. катаклізматичні (вибухові та новоподібні змінні) — це змінні, що показують спалахи, викликані термоядерними вибухами, що відбуваються або в їхніх поверхневих шарах (нові), або в глибоких надрах (наднові). Термін «новоподібні» використовується для змінних, які показують спалахи, викликані швидким виділенням енергії в навколишній простір (зірки типу UG), а також для об'єктів, що не показують таких спалахів, але подібні до нових за спектральними (або іншими) характеристиками у мінімумі блиску. Більшість вибухових та новоподібних є тісними подвійними системами, їхні компоненти дуже впливають на еволюцію одна одної. Часто спостерігається, що гаряча карликова компонента оточена аккреційним диском, утвореним із матерії, що втратила друга, холодніша та більша компонента. Цей клас поділяється на такі типи:
§ N — Нові. В результаті спалаху збільшують свій блиск у 103-106 разів (на 7-19m);
§ NA — швидкі нові, які характеризуються швидким підйомом блиску;
§ NB — повільні нові;
§ NC — нові з дуже повільним розвитком, які більше десяти років залишаються в максимумі блиску, і дуже повільно згасають;
§ NR — повторні нові. Відрізняються тим, що у них зафіксовано не один спалах, а два (або більше) з інтервалом від 10 до 80 років. Згідно з сучасними уявленнями, всі нові мають бути повторними. Для більшості з них спостерігався лише один спалах тільки тому, що період між спалахами дуже великий;
§ SN — наднові. В результаті вибуху збільшують блиск більш ніж на 20m;
§ SNI — наднові I типу. У спектрах спостерігаються лінії важких елементів (Si, Ca) відсутні лінії водню; оболонка, що скидається, також майже не містить водню. Мають характерні, майже однакові криві блиску;
§ Наднова — це зоря, що раптово збільшує свою світність у мільярди раз (на 20 зоряних величин), а іноді й більше. У максимумі спалаху наднова випромінює стільки ж світла, скільки його випромінюють мільярди зір разом. Це найяскравіші з відомих зір, їх світність порівняна зі світністю цілої галактики, а іноді навіть перевищує її[1]. Спалахи наднових - досить рідкісне явище. У нашому Чумацькому Шляху вони спостерігаються приблизно раз на 500 років, хоча очікуваний проміжок між спалахами - 50±25 років[1]. Завдяки високій світності наднові спостерігають в інших галактиках
§ SNII — наднові II типу. У спектрах спостерігаються лінію водню; оболонка складається здебільшого з водню та гелію. Більш різноманітні криві блиску;
§ NL — новоподібні змінні зорі, недостатньо вивчені. Іноді після належного дослідження окремі об'єкти класифікують до інших видів;
§ UG — змінні типу U Близнюків, ще називають карликовими новими. Тісні подвійні системи, орбітальні періоди від 0.05 до 0.5 діб. Зазвичай спостерігаються невеликі швидкі флуктуації, але час від часу блиск швидко зростає на кілька зоряних величин, а потім за кілька днів повертається до попереднього стану.
§ UGSS — змінні типу SS Лебедя. Змінюють свій блиск за 1-2 доби на 2-6 зоряних величин і через кілька днів повертаються до початкового блиску.
§ UGSU — змінні типу SU Великої Ведмедиці. Характеризуються наявністю двох типів спалахів — нормальних та надмаксимумів.
§ UGZ — змінні типу Z Жирафи. Показують циклічні спалахи, але іноді після спалаху не повертаються до початкового блиску.
§ ZAND — симбіотичні змінні типу Z Андромеди[5].
Нова́ зоря (в астрономії зазвичай просто Нова, від лат. Nova) — зоря, світність якої раптово збільшується в ~103—106 разів (на 7-19зоряних величин), а потім поступово зменшується (протягом місяців чи років). Здебільшого світність збільшується в десятки тисяч разів. Спочатку вважали, що спалахує нова (раніше не існуюча) зоря, оскільки такі зорі до спалаху не спостерігалися.
5. З появою нових засобів спостереження (телескопів, фотографії) з'ясувалося, ці зорі існують як до, так і після спалаху, але вони дуже слабкі, принаймні недоступні для спостереження неозброєним оком. У той же час у максимумі блиску світність нової порівняна зі світністю найяскравіших надгігантів — їх абсолютна зоряна величина становить -8m — -7m.
6. Новоподібні зорі (англ. nova-like stars, рос. новоподобные звёзды) — група катаклізмічних змінних.
7. До новоподібних належать змінні зорі, що показують спалахи, пов'язані із швидким виділенням енергії у просторі, що їх оточує, а також об'єкти, які не показують спалахів, але за спектральними та іншими особливостями схожі до вибухових змінних в мінімумі блиску. Більшість спалахуючих і новоподібних зір є тісними подвійними системами, компоненти яких дуже сильно впливають наеволюцію одна одної. Навколо карликового гарячого компонента системи часто спостерігається акреційний диск, утворений речовиною, яка перетікає від холоднішої компоненти.
24. Чума́цький Шлях
— власна назва галактики, у якій розташованаСонячна система, а також усі зорі, які ми бачимо неозброєним оком.
За класифікацією Хаббла Чумацький Шлях є спіральною галактикоютипу SBbc [1], що разом із галактикою Андромеди, Галактикою Трикутника та низкою інших галактик утворюють місцеву галактичну групу. У свою чергу, місцева група входить до Надскупчення Діви.