Нестаціонарні зірки. Фізичні процеси, які забезпечують нестаціонарність, Детальна інформація

Існують зорі, наприклад RU Cam, у яких коливання припинялися, а через деякий час відновилися. Це пов'язано з виходом її за межі смуги нестабільності при еволюційному русі по діаграмі ГР.

Існують так звані s-цефеїди, у яких крива синусоїдальна і амплітуди малі. Передбачено, що вони проходять через смугу нестабільності перший раз, на відміну від інших, що вже побували в стадії червоного надгіганта (із глибокою конвективною зоною), збільшивши при цьому вміст гелію в зовнішніх шарах.

Існують зорі, що пульсують із двома періодами. В останньому випадку циклічні зміни періоду і форми кривої блиску (амплітуди і асиметрії) пояснюються інтерференцією періодів. В загалі зміни періоду малі — у цефеїд найбільш стабільні криві блиску з усіх пульсуючих зірок.

Для цефеїд існує певна залежність “період - світність", що дозволяє точно визначати відстані до них (знаючи світність, тобто абсолютну зоряну величину, і видиму зоряну величину, можна обчислити відстань до зірки). На цій залежності базується точний метод визначення відстаней до інших галактик Місцевої групи Магелланових Хмар, туманності Андромеди, відомої спіральної галактики в Трикутнику (M 33) і інших. Якщо вийти за межі Місцевої групи, де навіть за допомогою потужних інструментів не різняться окремі зірки, то і там калібрування відстаней у першу чергу визначається залежністю “період - світність", установленої для близьких областей.

Тип W Діви

У зірок типу W Діви маси істотно менше, ніж у цефеїд — біля 0,5 маси Сонця і також менші їхньої світності. Вони знаходяться нижче з права на діаграмі Герцшпрунга-Рессела.

На кривих блиску присутні горби і подвійні максимуми, а в спектрі емісійні лінії. Це свідчить про утворення ударних хвиль в атмосфері зірок, що зменшують стабільність кривої блиску.

Тип RR Ліри

Їх називають також змінними в скупченнях, тому що вони достатньо характерні для кульових зоряних скупчень. Виділяють підкласи RRab, що мають асиметричну криву з горбом на початку висхідної гілки і RRc із більш плавною кривою (див. мал. 7).

Характерною рисою є відмінність визначення спектрального класу по металах і водню.

Променеві швидкості, виміряні по водню і по металах, показують різні криві, що пов'язано з різними коливаннями водневого і металевого шарів, причому металевий шар залягає глибше. Внаслідок сутички цих коливань з'являються ударні хвилі, що призводять до розігрівання речовини і появи емісійних ліній. Все це вносить додаткову нестабільність в криву блиску.

Зміни періоду бувають із стрибкоподібними переключеннями, зустрічаються прогресивні зміни в обидві сторони, іноді неправильні зміни. Характерні циклічні зміни періоду і кривої блиску, викликані так званим ефектом Блажко. Цей ефект виникає внаслідок інтерференції двох коливань із різними періодами (основного і того що обурює), що вивчаються по металевому прошарку, що залягає близько до фотосфери зірки. Відбувається інтерференція змін радіуса, тому криву блиску не можна однозначно розкласти на два коливання.

Сам період Блажко також змінюється внаслідок зміни двох періодів, що інтерферують.

Для досліджень змін періодів часто використовують так звані діаграми O-C (observed - calculated: спостережене мінус обчислене), тобто різниці між моментами максимумів, отриманими по спостереженнях і обчисленими, використовуючи середній період. Якщо період змінюється стрибкоподібно, то діаграма має вид ламаної лінії, як це показано на малюнку.

У випадку ефекту Блажко ця діаграма буде мати синусоїдальний вид.

Тип SX Фенікса

Це проміжний тип між \x03B4 Щита і RR Ліри. Знаходяться під головною послідовністю (субкарлики). Іноді їх називають "карликовими" або "короткоперіодичними" цефеїдами. Маса менше Сонячної.

Криві блиску мають особливості, характерні і для \x03B4 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 \x03B4 Щита.

Тип \x03B2 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 множині нерадіальних пульсацій.

Причина пульсацій невідома, тому що клапанний механізм не є ефективним при таких великих температурах і високому положенні 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 займають той діапазон температур, у якому при еволюційному охолодженні білих карликів в їхніх зовнішніх шарах утворюється 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)

Міріди є 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.