Cili është ndryshimi midis një ylli të ndryshueshëm dhe një ylli të zakonshëm. Yje të ndryshueshme pulsuese. Yjet e sekuencës kryesore

Yjet e ndryshueshëm janë yje, shkëlqimi i të cilëve ndryshon. Për disa yje të ndryshueshëm, shkëlqimi ndryshon periodikisht, për të tjerët, vërehet një ndryshim i rastësishëm në shkëlqim. Ndryshoret periodike përfshijnë, për shembull, yjet e ndryshueshme të eklipsit, të cilët, siç e dini, janë sisteme binare. Megjithatë, ndryshe nga ata, njihen dhjetëra mijëra yje të vetëm, shkëlqimi i të cilëve ndryshon për shkak të proceseve fizike që ndodhin në to. Yje të tillë quhen variabla fizike. Zbulimi dhe studimi i tyre tregoi se diversiteti i yjeve manifestohet jo vetëm në faktin se yjet ndryshojnë nga njëri-tjetri në masa, përmasa, temperatura, ndriçim dhe spektra, por edhe në faktin se disa nga këto karakteristika fizike nuk mbeten të pandryshuara në të njëjtat yje.

cefeid

Cefeidët janë një lloj shumë i zakonshëm dhe shumë i rëndësishëm i yjeve të ndryshueshëm fizikë.

Një studim i spektrit të Cefeidëve tregon se afër maksimumit të shkëlqimit, fotosferat e këtyre yjeve na afrohen me shpejtësinë më të madhe, dhe afër minimumit, ato largohen prej nesh me shpejtësinë më të madhe. Kjo rrjedh nga analiza e zhvendosjeve të linjës në spektrat e Cepheids bazuar në efektin Doppler.

Me lëvizjen e fotosferës së një ylli, dhe kështu me një ndryshim në madhësinë e tij, ne takohemi për herë të parë. Në fakt, madhësia e Diellit dhe yjeve të tjerë të ngjashëm me të praktikisht nuk ndryshon. Prandaj, ndryshe nga yjet e tillë të palëvizshëm, Cefeidët janë yje jo të palëvizshëm. Cefeidët janë yje pulsues që zgjerohen dhe tkurren periodikisht. Ndërsa Cefeidi pulson, temperatura e fotosferës së tij gjithashtu ndryshon. shumica temperaturë të lartë ylli është në shkëlqimin e tij maksimal.

Midis periudhës së pulsimit të Cefeidëve me periudhë të gjatë dhe shkëlqimit të këtyre yjeve ekziston një lidhje e quajtur "periudhë-shkëlqim" Nëse periudha e ndryshimit të shkëlqimit të një Cefeidi dihet nga vëzhgimet, atëherë duke përdorur "ndriçimin e periudhës" Lidhja, madhësia e saj absolute mund të përcaktohet, dhe më pas është e lehtë të përdoret formula për të llogaritur distancën deri në Cepheid, duke ditur madhësinë e tij të dukshme nga vëzhgimet. Meqenëse Cefeidët i përkasin yjeve gjigantë dhe supergjigantë (d.m.th., atyre që kanë madhësi dhe shkëlqim të madh), ata janë të dukshëm nga distanca të mëdha. Gjetja e Cefeidëve në të largët sistemet e yjeve, ne mund të përcaktojmë distancën nga këto sisteme.

Cefeidët nuk janë yje të rrallë. Ka të ngjarë që shumë yje të jenë Cefeidë për disa kohë gjatë jetës së tyre. Prandaj, studimi i Cefeidëve është i rëndësishëm për të kuptuar evolucionin e yjeve.

Yje të tjerë të ndryshueshëm fizikë

Cefeidët janë vetëm një nga shumë llojet e yjeve të ndryshueshëm fizikë. Ylli i parë i ndryshueshëm u zbulua në vitin 1596 në yjësinë Kita (World Kita, ose Amazing Kita). Nuk është një Cefeid. Luhatjet e shkëlqimit të tij ndodhin me një periudhë prej rreth 350 d, me shkëlqimin që arrin 3 m në maksimum dhe 9 m në minimum. Më pas, u zbuluan shumë yje të tjerë afatgjatë si Mira Kita.

Kryesisht këta janë yje "të ftohtë" - gjigantë të klasës spektrale M. Ndryshimi në shkëlqimin e yjeve të tillë është i lidhur me sa duket me pulsime dhe shpërthime periodike të gazrave të nxehtë nga brendësia e yllit në shtresat më të larta të atmosferës.

Jo të gjithë yjet e ndryshueshëm fizikë shfaqin ndryshime periodike. Dihen shumë yje që janë variabla gjysmë të rregullt apo edhe të parregullt. Në yje të tillë është e vështirë apo edhe e pamundur të vërehet një rregullsi në ndryshimin e shkëlqimit.

YJET E NDRYSHME

Çfarë janë yjet e ndryshueshëm?

Ndryshe nga Hëna me ndryshueshmërinë e saj fazore ose planetët që lëviznin në sfondin e yjeve, vetë yjet në kohët e lashta konsideroheshin konstante dhe të palëvizshme, në kontrast me jetën e zhurmshme në Tokë. Herë pas here, kronikat regjistronin shfaqjen e një "ylli të ftuar", i cili në kohën tonë do të quhej "i ri" ose "Supernova", gjë që dëshmonte se jo gjithçka është aq konstante në botën yjore. Sidoqoftë, kuptimi modern i llojeve të ndryshme të yjeve të ndryshueshëm u krijua nga zbulimi në 1596. Fabricius i një ylli të quajtur "Mira" (d.m.th. "i mahnitshëm") Cetus, i cili tregoi pamjen dhe zhdukjen periodike, si dhe zbehjen periodike të yllit Algol (beta Perseus), i zbuluar fillimisht nga Montanari, dhe më pas i rizbuluar në 1782 nga John Goodryke dhe interpretuar prej tij si eklips të një ylli nga një tjetër.

"Një variabël është një yll që tregon ndryshimin në karakteristikat e tij gjatë kohës së kërkimit të tij në një nivel të caktuar saktësie." Ky përkufizim tregon jo vetëm faktin e ndryshueshmërisë së yllit, por edhe kushtet subjektive të vëzhgimit të tij. Amplituda e ndryshimit të shkëlqimit për yje të ndryshëm është në rangun nga të mijëtat e një madhësie deri në njëzet magnitudë, dhe koha karakteristike e ndryshimit të shkëlqimit është nga fraksionet e një sekonde deri në mijëra vjet. I bazuar ide bashkëkohore në lidhje me strukturën e yjeve, të gjithë yjet evoluojnë, ndryshojnë karakteristikat e tyre me kalimin e kohës. Megjithatë, sipas "prezumimit të pafajësisë", "derisa të provohet fajësia" = "ndryshueshmëria nuk konfirmohet", ylli nuk konsiderohet variabël dhe nuk futet në Katalogun e Përgjithshëm të Yjeve të Ndryshueshme (GCVS). Aktualisht, rreth 43 mijë yje të ndryshueshëm janë renditur në GCVS, dhe rreth pesë herë më shumë gjenden në katalogë të tjerë (VSX, etj.). Megjithatë, derisa të vërtetohet fakti dhe lloji i ndryshueshmërisë së tyre, ato konsiderohen “të dyshuara për ndryshueshmëri” dhe nuk kanë emrin e tyre.

Ka shumë arsye për ndryshimin e shkëlqimit. Grupet kryesore janë yje fizikisht të ndryshueshëm (karakteristikat e të cilëve ndryshojnë, për shembull, shpërthyes dhe pulsues) dhe gjeometrikisht të ndryshueshëm - d.m.th. sisteme me një model rrezatimi asimetrik që rrotullohen drejt vëzhguesit si rezultat i rrotullimit (binare eklipse, sisteme jo eklipsuese me komponentë asimetrike). Këto të fundit përfshijnë gjithashtu yje të eklipsuar periodikisht nga ekzoplanetët. Në këtë rast, është e papërshtatshme të thuhet "eklips binar", por "eklipsimi binar" është mjaft i saktë.

Shkaqe të ndryshme të ndryshueshmërisë çojnë në manifestime të ndryshme vëzhguese, d.m.th. kthesat e dritës (varësia e madhësisë nga koha, dhe për yjet periodikë - nga faza). Prandaj, u zhvillua një sistem zyrtar klasifikimi, i miratuar nga GCPS. Aktualisht, 79 lloje dhe nëntipe të ndryshueshmërisë janë pranuar në GCVS. Klasifikimi dhe përshkrimi janë dhënë në librin: N.N. Samus "Yje të ndryshueshme".

Natyrisht, me zbulimin e yjeve të rinj, bëhen të njohura gjithnjë e më shumë objekte të reja, të cilat me kalimin e kohës mund të bëhen “prototipe” të llojeve të reja. Prandaj, phyla shpesh emërtohen sipas yjeve (p.sh. "Mirida" = yll i tipit Mira Ceti, "lyrid" = RR yll i tipit Lyrae, "Cepheid" = yll Delta Cephei) ose dyfish, p.sh. "xhuxh nova" = yll i tipit U Binjakët , "polar" = AM Hercules, "intermediate polar" = DQ Hercules, "X-ray pulsar" = HZ Hercules, "flare" = UV Ceti, etj.

Sistemi i klasifikimit të OKPS mund të krahasohet me një libër referimi ose një tekst shkollor - ndryshimet bëhen në të pasi nevoja për të futur lloje të reja justifikohet në artikuj të veçantë ose grupe artikujsh. Për shembull, në radhën për shqyrtim janë "polarë asinkron" = BY yje të tipit gjirafë, "magnetic dwarf novae" = yje të tipit Draco DO, "impactors" = V361 yje të tipit Lyra, etj.

Pse të vëzhgoni yje të ndryshueshëm?

Universi është një laborator ku ndodh gjithçka proceset e mundshme të cilat lejohen nga ligjet e Natyrës. Duke mos qenë në gjendje të kryejnë eksperimente në një shkallë kozmike, shkencëtarët vëzhgojnë planetët, yjet dhe sistemet yjore. Studime të tilla bëjnë të mundur jo vetëm përsosjen e modeleve ekzistuese fizike, por edhe përgjithësimin e tyre në distanca, presione, densitet dhe temperatura ekzotike gjigante. Lista e zbulimeve astronomike që çuan në prezantimin e lundrimit, shkencës dhe teknologjisë është e madhe. Astronomia, matematika dhe fizika dhe një sërë shkencash të tjera janë në krye të shkencës natyrore, duke plotësuar dhe përgjithësuar reciprokisht njëra-tjetrën.

Yjet e ndryshueshëm janë një nga klasat më interesante të objekteve kozmike që janë në faza aktive të evolucionit, dhe për këtë arsye shfaqin veprimin e një numri më të madh ligjesh fizike në kombinime të ndryshme.

Ata duhet të vëzhgohen sistematikisht për dekada në mënyrë që të studiohet historia e sjelljes së tyre. Megjithatë, numri i yjeve të ndryshueshëm e tejkalon shumë numrin e astronomëve profesionistë dhe aq më tepër numrin e teleskopëve. Përveç kësaj, është e vështirë të imagjinohet shekulli i vëzhgimeve të ndonjë objekti nga një prej astronomëve me një teleskop.

Në këtë mënyrë, astronomët amatorë japin një kontribut të vërtetë dhe shumë të dobishëm në shkencë përmes vëzhgimeve të tyre vizuale, fotografike, fotoelektrike dhe CCD të yjeve të ndryshueshëm. Këto të dhëna janë të rëndësishme për analizimin e sjelljes së yjeve të ndryshueshëm, planifikimin e vëzhgimeve të disa yjeve nga observatorët tokësorë dhe hapësinor, dhe modelet teorike të kompjuterizuara.

Studimi i yjeve të ndryshueshëm është shumë i rëndësishëm për studimin e karakteristikave të yjeve dhe evolucionin e tyre. Një pjesë e këtij informacioni do të ishte e vështirë ose e pamundur për t'u marrë me metoda të tjera. Në shumë raste, natyra e ndryshueshmërisë (shpesh e përbërë nga disa komponentë) lejon që dikush të zgjedhë midis modeleve.

Yjet e ndryshueshëm vazhdojnë të luajnë një rol të rëndësishëm në të kuptuarit tonë të universit. Shpërthimet e supernovës çojnë në pasurimin e hapësirës ndëryjore me elementë të rëndë, gjë që lejon formimin e planetëve me predha të forta. Nuk ka gjasa që jeta të mund të ishte formuar nëse nuk do të kishte elementë më të rëndë se hidrogjeni dhe heliumi në renë protoyjore. Por shpërthimet e supernovave shumë të afërta pranë sistemit diellor mund të kenë një efekt katastrofik në jetën në Tokë. Vëzhgimet e supernovave na kanë çuar në të kuptuarit se zgjerimi i universit po përshpejtohet, jo duke u ngadalësuar siç mund të pritej.

Yjet e rinj tregojnë ndezje të rregullta në intervale nga dhjetëra deri në qindra mijëra vjet, gjë që shpjegohet me shpërthimet termonukleare në atmosferat e tyre ndërsa grumbullohet akumulimi i materialit të pasur me hidrogjen që bie mbi to. Yjet binare eklipsues janë laboratorët më të mirë për të përcaktuar jo vetëm temperaturat, por edhe masat dhe rrezet. Cefeidët kanë luajtur një rol të rëndësishëm në përcaktimin e distancave në galaktikat e largëta dhe në përcaktimin e moshës së universit. Yjet e ndryshueshëm si Mira Ceti na japin një vështrim në zhvillimin e ardhshëm të yllit tonë, Diellit. Disqet e grumbullimit të ndryshoreve kataklizmike na ndihmojnë të kuptojmë sjelljen e disqeve në shkallë edhe më të mëdha, si dhe proceset brenda bërthamave të galaktikave aktive me vrima të zeza supermasive. Edhe kërkimi i jetës jashtëtokësore është i lidhur me studimin e yjeve të ndryshueshëm. Transitet e planetëve jashtëdiellorë ndihmojnë për të kuptuar proceset e formimit të planetit dhe vetë jetën. Dhe, siç e dimë, elementët e rëndë kimikë të nevojshëm për jetën lindin nga reaksionet termonukleare në bërthamat e yjeve.

Çfarë dhe si të vëzhgoni?

Në numrat e mëparshëm të "Kalendarit Astronomik të Odessa" kishte harta të lagjeve të yjeve të ndritshëm të ndryshueshëm në dispozicion për vëzhgime amatore me dylbi ose një teleskop të vogël. Metodat e vëzhgimeve të tyre vizuale dhe fotografike u përshkruan në librat klasikë nga Vladimir Platonovich Tsesevich "Çfarë dhe si të vëzhgoni në qiell" dhe "Yjet e ndryshueshëm dhe vëzhgimi i tyre". AT vitet e funditështë rritur numri i observatorëve personalë, të pajisur me teleskopë me diametër pasqyre 15-40 cm dhe matrica CCD, gjë që bën të mundur vëzhgimin e objekteve të zbehta. Për të përpunuar imazhe të tilla, autorë të ndryshëm kanë zhvilluar disa programe që funksionojnë nën sistemet operative Linux (IRAF, MIDAS, etj.) dhe Windows (MuniPack falas, WinFits, IRIS, komerciale të njohura MaximDL, etj.). Teknika e vëzhgimeve të tilla përshkruhet në librin: A.V.Mironov "Fotometria precize".

Rezultatet e vëzhgimeve kanë vlerë për komunitetin astronomik kur ato përpunohen saktë dhe me kujdes, dhe paraqiten në formatin e pranuar në një komunitet të caktuar. Sipas terminologjisë, astronomët ndahen në profesionistë (që punojnë në institucione të posaçme dhe marrin rrogë për punë shkencore) dhe amatorë (që fitojnë në aktivitete të tjera, por bëjnë astronomi "për dashuri" në kohën e tyre të lirë). Ekziston një fjalë tjetër "amator", që tregon një nivel të ulët trajnimi ose përvojë të vogël, dhe mund t'i referohet disa amatorëve dhe disa profesionistëve. Aktiviteti popullarizues synon të inicojë kalimin nga amatorët në amatorë dhe nga ata te profesionistët. Në këtë artikull, ne shqyrtojmë aktivitetet e mundshme të amatorëve që mund të japin një kontribut të vërtetë në shkencë.

Për botimin e vëzhgimeve patrulluese vizuale (dhe rrallë fotografike ose CCD), përdoret një format standard - koha në datat Julian (udhëzimet dhe një tabelë janë dhënë në numrat e mëparshëm të UAC), madhësia dhe një kod me tre shkronja të vëzhguesit. (për shembull, VER= Michel Verdenet, Francë). Tabelat e matjeve të tilla të shkëlqimit për secilin prej yjeve dërgohen në bazat e të dhënave të shoqatave të vëzhguesve të yjeve të ndryshueshëm. Shoqatat janë krijuar pothuajse në të gjitha vendet e zhvilluara, megjithatë, duke pasur parasysh rritjen e bashkëpunimit ndërkombëtar, ka një tendencë për të përdorur bazat e të dhënave ndërkombëtare që kombinojnë rezultatet e vëzhgimeve nga shumë vende.

Më e madhja në botë është Shoqata Amerikane e Vëzhguesve të Yjeve të Ndryshueshme (AAVSO, Shoqata Amerikane e Vëzhguesve të Yjeve të Ndryshueshme), e cila aktualisht ka më shumë se 22 milionë vlerësime individuale të shkëlqimit për rreth 10 mijë yje të ndryshueshëm të llojeve të ndryshme, dhe ky numër është rritur kohët e fundit. me rreth gjysmë milioni në vit. Duhet theksuar se në vitin 2011 AAVSO festoi 100 vjetorin e saj dhe ne i urojmë kolegët tanë për këtë ngjarje të rëndësishme.

Sipas vlerësimit të fundit të AAVSO, vëzhguesit ukrainas u renditën në vendin e 11-të për sa i përket numrit të vëzhgimeve të paraqitura në bazën e të dhënave ndërkombëtare të kësaj organizatë publike. Rëndësia e vëzhgimeve të tilla për shkencën profesionale dëshmohet nga fakti se në SHBA kjo bazë të dhënash ndodhet në Universitetin e famshëm të Harvardit. Baza e të dhënave të ngjashme në vende të tjera vendosen edhe në serverët e internetit të universiteteve (Strasburg, Francë; Kioto, Japoni; Brno, Republika Çeke, etj.).

Me rëndësi të madhe janë "vëzhgimet e reja" të bazuara në "negativët e vjetër fotografik". Një yll i sapo zbuluar mund të studiohet gjithashtu "në të kaluarën" duke përdorur vëzhgime patrulluese të marra më parë. Koleksioni më i madh në CIS (dhe i treti në botë), që numëron më shumë se 100,000 negativë, ruhet në "Bibliotekën e Qelqit" të Observatorit Astronomik të Universitetit Kombëtar të Odessa, dhe përdoret nga profesionistë dhe amatorë, duke përfshirë " Projekti i Observatorit Virtual të Ukrainës. Një koleksion i shkëlqyer negativësh me yje dukshëm më të zbehtë (dhe, në përputhje me rrethanat, një fushë më e vogël shikimi) u mor në Institutin Shtetëror Astronomik me emrin. P.K. Sternberg në Universitetin Shtetëror të Moskës.

Një drejtim tjetër i rëndësishëm, i cili bazohet në rezultatet e përpunimit të vrojtimeve fillestare, janë momentet minimale të yjeve binarë eklipsues ose maksimumi i atyre pulsuese. Ky ndryshim është për shkak të faktit se ylli është më i ndritshëm në shkëlqimin maksimal, dhe më shumë yje janë të disponueshëm për vëzhgime me të njëjtin instrument. Gjithashtu, për shumicën e yjeve, maksimumet janë më të ngushta se ato minimale, kështu që kërkojnë kohë më të shkurtra vëzhgimi dhe përcaktohen me saktësi më të mirë. Për yjet që eklipsojnë, përkundrazi, janë eklipset ato që janë më të ngushta dhe më të theksuara. Përdoren disa metoda për të përcaktuar. Njëri prej tyre, i cili përdor përafrimin e kurbës së dritës me një polinom me zgjedhjen e një shkalle statistikisht optimale, u zbatua në programin VSCalc (me autor VV Breus).

Ekstreme të ndryshme përdoren gjithashtu për studime shumë të njohura të polarëve të ndërmjetëm - përcaktimi i maksimumit të luhatjeve më të shpejta të shkëlqimit që lidhen me rrotullimin e një xhuxhi të bardhë magnetik, por minimalet e ndryshueshmërisë orbitale, të cilat zakonisht shoqërohen me eklipse totale ose të pjesshme. Për të përcaktuar lakoren e zbutjes duke përdorur një përafrim multiperiodik shumëharmonik, duke marrë parasysh trendin polinomial, ne rekomandojmë përdorimin e programit MCV (autorët I.L. Andronov dhe A.V. Baklanov).

Përdorimi i ekstremeve ju lejon të studioni të ashtuquajturat diagrame "O-C" - varësitë nga koha ose numri i ciklit të devijimeve të momenteve ekstreme nga vlerat e parashikuara teorikisht (për shembull, sipas formulës më të thjeshtë T E \u003d T 0 + P E, ku T E është momenti teorik i kohës që korrespondon me ciklin e numrave E, P- perioda dhe T 0 - epoka fillestare). Duke kryer modelimin matematikor të kësaj varësie vëzhguese, mund të përsosin vlerat e periudhës dhe epokës fillestare, të hetohen variacionet e mundshme të periudhës "sekulare" (të lidhura në sistemet binare me rrjedhën e materies, erës yjore magnetike ose jomagnetike, rrezatimi gravitacional, në sistemet pulsuese me një ndryshim të ngadaltë në strukturën e yllit) ose periodik i shoqëruar me praninë e një komponenti të tretë (ose më shumë) në sistem. Ekzistojnë disa baza elektronike të të dhënave të momenteve ekstreme të krijuara në organizata të ndryshme - B.R.N.O., BAV, BBSAG, AAVSO, GEOS, etj. Rezultatet më të plota të kërkimit në formë letre u botuan në një monografi me 6 vëllime (autorë J. Kreiner (Poloni), I.S. .Nha, Ch.H.Kim (Korea)). Megjithatë, në dekadën e ardhshme, botimet elektronike u bënë ato kryesore.

Edhe pse përpiluesit përpiqen të përdorin të gjithë literaturën në dispozicion, ka ende disa dallime. Nëse jeni të interesuar të përcaktoni momentet e ekstremeve, atëherë këshillohet t'i dërgoni këto të dhëna ose në mënyrë të pavarur në revistë në përputhje me rregullat për autorët (një nga shembujt më të fundit të një përmbledhjeje të tillë në revistën "Open European Journal on Variable Yjet" N 137), ose në një ose më shumë nga bazat e të dhënave të treguara për të hyrë në artikullin tjetër të rregullt - raport.

Ashtu si me publikimin e vëzhgimeve fillestare, është relativisht e rrallë të bësh një zbulim bazuar në një sasi të vogël të të dhënave tuaja.

Momentet ekstreme në vend të vëzhgimeve origjinale kanë disa avantazhe - kompaktësi (një vlerë në vend të dhjetëra vëzhgimeve) dhe përgatitjen e vlerave paraprake për analiza të mëvonshme. Sidoqoftë, zhvillimi i metodave kompjuterike të modelimit matematikor duke përdorur algoritme të ndryshme do t'i lejonte studiuesit e tjerë të ripërpunonin të dhënat e vëzhgimit, kështu që një tabelë e vlerave të shkëlqimit do të ishte e dëshirueshme.

Kështu, ekziston një mundësi e gjerë për të zgjedhur llojin e vëzhgimeve - patrullë (një vlerësim i shkëlqimit për yjet me periudhë të gjatë, për shembull, Miras, gjysmë të rregullt, Cepheids, kur shkëlqimi i disa njësive ose dhjetëra yjeve mund të bëhet mbi tërë natën ose mbrëmjen), ose seritë kohore (një ose disa yje në natë me një kohëzgjatje serie nga disa orë deri në tërë natën). Ky i fundit është bërë shumë i njohur sepse nuk kërkon drejtimin e teleskopit drejt objekteve të ndryshme. Ky lloj vëzhgimi kërkohet nga objektet me periudhë të shkurtër - yje binar kataklizmik (polarë klasikë dhe të ndërmjetëm, xhuxh novae, novae) - mundësisht disa netë vëzhgimesh në sezon, yje eklipsues, si dhe variabla të tipit RR Lyra pulsuese me shumë periudha. efekti Blazhko dhe tipi Delta Scuti.

Sigurisht, duhet të përgatiteni për vëzhgime. Shihni se cili prej yjeve që ju intereson do të jetë mjaft i lartë mbi horizont gjatë natës, në mënyrë që thithja atmosferike të mos thithë një pjesë të konsiderueshme të dritës. Disa studiues përpiqen të mos vëzhgojnë kur ylli është nën 30 gradë mbi horizont. "Gjuetarët për ekstreme" duhet të llogarisin efemeris - d.m.th. vlerat teorike të pikave kohore pranë të cilave zgjidhet intervali kohor i vëzhgimit (për të mbuluar pjesët ngjitëse dhe zbritëse të kurbës së dritës, nëse jo plotësisht, atëherë të paktën pjesërisht). Përveç kësaj, kohët "efemeris" i jepen qendrës së Diellit (heliocentrik) ose qendrës së sistemit diellor (barycentrik), por ne vëzhgojmë në Tokë (koha gjeocentrike), kështu që sinjali mund të vërehet më herët ose më vonë për shkak të fakti që drita përshkon një distancë , të barabartë me rrezen e orbitës së tokës, në 8 minuta 18 sekonda. Më shumë detaje rreth këtij efekti "korrigjimi heliocentrik" mund të gjenden në literaturë dhe të llogariten, për shembull, duke përdorur programin MCV.

Meqenëse supozohet se ndryshimet e periudhës janë të mundshme, momenti i vëzhguar mund të zhvendoset në lidhje me atë të llogaritur. Prandaj, intervali kohor i vëzhgimit nuk duhet të jetë shumë i ngushtë. Nëse ka disa objekte, atëherë ndani kohën në intervale të përshtatshme. Për yjet kataklizmikë dhe shumëperiodikë, përdoret kurba e dritës, kështu që është e dëshirueshme të vëzhgoni të gjithë kohën në dispozicion.

Çfarë saktësisht duhet vëzhguar në netët e ardhshme varet nga preferencat e studiuesit, stina, gjerësia gjeografike e vendit të vëzhgimit dhe koordinatat e yllit, shkëlqimi, amplituda dhe saktësia e matjes. Në lidhjet e internetit më poshtë, mund të gjeni lista dhe harta të afërsisë së objekteve të ofruara nga organizata të ndryshme - binare eklipse, polarë të ndërmjetëm, yje pulsues dhe të tjerë të ndryshueshëm.

Ndër objektet e shumta të zbuluara në botë, bie në sy një grup variablash të rinj, i cili u zbulua në Odessa nga një studente (tani studente e diplomuar) Natalia Virnina. Për 2 vjet, sipas vëzhgimeve të saj duke përdorur një grup CCD, ajo zbuloi më shumë se 60 yje të rinj periodikë (eklipsues dhe pulsues) të ndryshueshëm. 32 prej tyre janë paraqitur në artikullin e dhënë në listën e lidhjeve të internetit. Megjithëse karakteristikat kryesore janë përcaktuar tashmë, vëzhgimet e reja në filtra të ndryshëm do të ishin të dobishme si për rafinimin e periudhës dhe epokës fillestare, ashtu edhe për përcaktimin e temperaturave nga indekset e ngjyrave.

Si të formatohen dhe ku të publikohen rezultatet?

Publikimet rreth yjeve të ndryshueshëm mund të ndahen në disa kategori - artikuj analitikë që përmbajnë një studim gjithëpërfshirës; raportet e zbulimit që përmbajnë informacionin minimal të nevojshëm; mesazhet për zbulimin e jo periodike ngjarje interesante në yjet e famshëm; tabelat e ekstremeve të shkëlqimit; tabelat e vlerave individuale të shkëlqimit dhe ndoshta karakteristika të tjera. Artikujt analitikë janë më të vështirët, megjithatë, ato janë të pamundura pa marrë vëzhgime fillestare. Prandaj, secila prej këtyre kategorive është e rëndësishme në mënyrën e vet dhe tërheq autorët e saj.

"Trendset" në emërtimin dhe klasifikimin e yjeve të ndryshueshëm janë grupi i angazhuar në emër të Unionit Ndërkombëtar Astronomik në zhvillimin e "Katalogut të Përgjithshëm të Yjeve të Ndryshueshme" (GCVS = GCVS, Katalog i Përgjithshëm i yjeve të ndryshueshëm). Pas fitores në të Madhin lufte patriotike, kjo e drejtë iu transferua Bashkimit Sovjetik dhe ekipi i autorëve punon në Moskë në bazë të Institutit Shtetëror Astronomik. P.K. Sternberg (Moskë Universiteti Shtetëror) dhe Institutin Astronomik Akademia Ruse shkencat. Për gati 30 vjet, puna është udhëhequr nga Doktori i Shkencave Fizike dhe Matematikore Nikolai Nikolaevich Samus.

Përveç kësaj, botohen revistat "Variable Stars" (PZ) dhe "Variable Stars. Application" (PZP), në të cilat mund të publikohen rezultate të rëndësishme shkencore jo vetëm nga profesionistë, por edhe nga amatorë.

Natyrisht, çdo revistë ofron "rregullat e veta për autorët", megjithatë ka kerkesa minimale sipas karakteristikave të yllit ose yjeve, të cilat duhet të përfshihen në artikull. Duke marrë parasysh numrin e madh të objekteve, u zhvillua një formular elektronik në të cilin autorët plotësojnë fushat e kërkuara, dhe pas kësaj teksti i artikullit krijohet automatikisht. Për revistën "Variable Stars. Supplement", këto janë: titulli i shënimit, emrat e autorëve, vendi, qyteti, organizata, emri zyrtar i yllit të ndryshueshëm sipas OKPS ose NVS (Catalogue of Stars Suspected i ndryshueshmërisë), si dhe emrat sipas katalogëve të tjerë, koordinatat, lloji i ndryshueshmërisë, kufijtë e ndryshimit të shkëlqimit (maksimumi dhe minimal) dhe sistemi fotometrik, për yjet periodikë - periudha dhe epoka fillestare (shkëlqimi minimal i eklipsit dhe shkëlqimi maksimal i pulsimit ato), skedarët grafikë që përshkruajnë kurbën e dritës dhe rrethinat e yllit dhe titrat përkatëse, skedari me tabelën e vëzhgimeve, vërejtjet dhe komentet në formë të lirë, lidhje me botime të tjera. Rregulla të ngjashme zbatohen për botimin e artikujve mbi yjet e ndryshueshëm në revista të tjera, megjithatë, ky informacion i nevojshëm jepet në tekstin e strukturuar të vetë artikullit, dhe tabelat e vëzhgimeve publikohen gjithnjë e më shumë veçmas në formën e skedarëve - shtojcave, dhe jo në tekstin e artikullit.

Edicioni i fundit "letër" i GCVS u botua në 1985-1987, dhe shtesat e tij botohen rregullisht në revistën "Buletini i informacionit mbi yjet e ndryshueshëm" ("Buletini i informacionit mbi yjet e ndryshueshëm", Budapest, Hungari), i cili është publikimi zyrtar i Unionit Ndërkombëtar Astronomik. Vitet e fundit, ky buletin (zakonisht deri në 2 ose 4 faqe) ka pranuar rezultate nga studimet e yjeve të ndryshueshëm të marra vetëm nga CCD me saktësi të lartë ose vëzhgime fotoelektrike, megjithatë, artikujt e bazuar në vlerësimet e ndriçimit fotografik ose vizual nuk pranohen më. Mesazhet e shkurtra në lidhje me zbulimet e yjeve të rinj të ndryshueshëm grupohen në çdo numër të qindtë me autorët e treguar vetëm brenda mesazhit. Pavarësisht natyrës koncize shkencore të informacionit, ky botim "tremb" amatorët me paarritshmërinë e informacionit për vetë autorët e zbulimeve.

Ka shumë revista të tjera vende të ndryshme(Revista e AAVSO (SHBA); Gazeta e Shoqatës Britanike Astronomike, Astronomi (Britania e Madhe); Buletini de l "AFOEV (Francë); BAV Rundbrief (Gjermani); BBSAG (Zvicër); GEOS (Itali)) dhe të tjerë të cilat publikojnë vëzhgime të yjeve të ndryshueshëm dhe herë pas here objekte të tjera astronomike.

Në përpjekje për të bashkuar amatorë dhe profesionistë, disa vite më parë u organizua një "Revistë e Hapur Evropiane mbi Yjet e Variable", e regjistruar zyrtarisht në Republikën Çeke. Revista boton më gjuhe angleze rezultatet e vëzhgimeve CCD, fotoelektrike dhe më rrallë fotografike të yjeve të ndryshueshëm. Artikujt shqyrtohen nga 7 anëtarë të bordit redaktues dhe artikulli publikohet (shpesh pas rishikimit dhe duke marrë parasysh komentet e recensentëve) me më shumë se 70% të votave. Revista zakonisht publikon studime më të hollësishme të yjeve sesa revistat e tjera. Anëtarët e bordit redaktues përfaqësojnë jo vetëm vendet evropiane (Republika Çeke, Sllovakia, Zvicra, Italia, Gjermania, Ukraina), por edhe SHBA. Shkencëtarët nga Koreja, SHBA, Argjentina, Australia dhe vende të tjera joevropiane gjithashtu publikojnë rezultatet e tyre.

Megjithatë, publikimet më të shpejta janë qarkoret elektronike të dërguara nga disa shoqëri. Më të përdorurat janë qarkoret e IAU, AAVSO, CBA (SHBA) dhe veçanërisht japonezja "VSNET" ("Rrjeti i yjeve të ndryshueshëm"), i cili ndahet në më shumë se një duzinë qarkoresh sipas interesit (chat - diskutim; alarm - mesazh urgjent fushata-dn - fushata për novae xhuxh, fushata-ip - fushata për polarët e ndërmjetëm, obs - tabelat e vëzhgimeve, etj.). Një tipar i qarkoreve elektronike është shpejtësia - ato arrijnë te abonentët në pak sekonda, me shpejtësinë e postës elektronike. Megjithatë, vetëm disa nga qarkoret janë në formën e artikujve. Në thelb, ato përmbajnë mesazhe të shkurtra në lidhje me zbulimet e fenomeneve jo periodike në yjet tashmë të njohur (shpërthimet, zbehja, shfaqja dhe përfundimi i ndryshimeve të përkohshme pothuajse periodike ose periodike), dhe, shumë më rrallë, zbulimet e yjeve të rinj të ndryshueshëm. Mesazhe të tilla informojnë vëzhguesit e tjerë të mundshëm të cilët mund të korrigjojnë në kohë programin e tyre të vëzhgimit dhe të vazhdojnë vëzhgimet në gjatësi të ndryshme gjeografike.

Për të shmangur postimet me cilësi të dobët nga autorë të jashtëm, letrat nga autorët i dërgohen njërit prej "anëtarëve të bordit redaktues", i cili mund të modifikojë dhe dërgojë një mesazh në emër të tij, duke treguar autorin e vëzhgimeve ose zbulimeve. Pjesëmarrësve më aktivë u jepet e drejta të dërgojnë mesazhet e tyre për urgjencë. Kjo është më mënyrë të shpejtë komunikimi, pasi informacioni në lidhje me zbulimin (e një ylli të ri të ndryshueshëm, ndezjet, ndryshimet në natyrën e ndryshueshmërisë, shfaqja dhe zhdukja e superhumpave) arrin tek adresuesit pothuajse menjëherë, dhe secili vëzhgues mund të vendosë vetë nëse do të vëzhgojë yjet e planifikuar më parë ose drejtoje teleskopin e tij drejt një ylli, vetëm sot (dhe ndoshta në netët e ardhshme) duke treguar sjellje interesante.

Duhet theksuar se mesazhe të tilla nga amatorët përdoren edhe nga profesionistë. ka term i veçantë"objektivi i mundësisë" ("objektivi nga ngjarja") kur vëzhgoni me teleskopë të mëdhenj me bazë tokësore apo edhe teleskopë hapësinorë. Kur merrni kohën e vëzhgimit, ekziston vetëm një probabilitet i caktuar që kjo apo ajo ngjarje të ndodhë në yll (për shembull, një blic). Prandaj, aplikacioni dorëzohet për disa objekte potencialisht interesante. Por në cilin prej tyre të drejtohet teleskopi varet nga gjendja e objektit. Prandaj, profesionistët dërgojnë informacion në qarkoret elektronike të disponueshme për amatorët me teleskopë të mirë. Zakonisht quhet "Thirrje për vëzhgime" ("ftesë për vëzhgime"), ku ata përshkruajnë se për çfarë është interesant ky apo ai yll dhe i ftojnë ata të raportojnë urgjentisht nëse zbulohet shpërthimi dhe të dërgojnë vëzhgime më vonë.

Siç u përmend tashmë, një yll merr një emër zyrtar si një variabël vetëm pasi të jetë futur në "Katalogun e Përgjithshëm të Yjeve të Ndryshueshme". Për përcaktim më të shpejtë të centralizuar, "Variable Stars indexX" përdoret në mënyrë aktive.

Prania e disa revistave plotësuese kontribuon në lirinë e zgjedhjes dhe krijimin e "individualitetit" të secilës prej tyre. Edhe një herë, vërejmë se gjatë botimit, duhet t'i përmbahen si rregullave të ditarit, ashtu edhe arritjes së minimumit të nevojshëm të informacionit. Për shembull, kur hapni, duhet të specifikoni të paktën parametrat minimalë të nevojshëm që futen në "Katalogun e Përgjithshëm të Yjeve të Ndryshueshme" - koordinatat; kufijtë e ndryshimit të shkëlqimit me një tregues të sistemit fotometrik; lloji i ndryshueshmërisë; për yjet periodikë - periudha dhe epoka fillestare (maksimumi për yjet pulsuese dhe minimumi për ata që errësojnë), asimetri M-m për yjet pulsuese (raporti i intervalit kohor nga minimumi në maksimumin më të afërt me periudhën në përqindje) ose gjerësia e minimumit D për yjet binarë që errësojnë (raporti i kohëzgjatjes së minimumit me periudhën në përqindje). Është ky stil që karakterizon revistën "Variable Stars. Supplement" dhe çdo numër të qindtë të "Buletinit Informativ mbi yjet e ndryshueshëm".

Më e dobishme për autorët e tjerë, të cilët mund të dëshirojnë të përdorin të dhënat e publikuara me të tyren, është stili i shtimit të një harte të rrethinës që tregon yjet e krahasimit, karakteristikat e tyre (koordinatat, emrat e katalogut, shkëlqimi në sisteme të ndryshme fotometrike), si dhe tabelat e vëzhgimeve origjinale. Në kohët e vjetra, tabelat e vlerave të shkëlqimit botoheshin në formë të shtypur në revista. Në dy dekadat e fundit, shumica e revistave kanë kaluar në një formë të përzier "letër-elektronike", duke botuar artikuj të plotë në formë elektronike dhe duke shtypur vetëm një tirazh të vogël dhe duke publikuar shtojcat (tabelat e vëzhgimeve dhe rezultatet e tyre) vetëm në formë elektronike. formë. Kjo qasje ju lejon të publikoni tabela shumë të gjata. Por, nëse dikush duhet t'i përdorë ato (për shembull, për të aplikuar një metodë tjetër të përpunimit matematikor), atëherë është më i përshtatshëm të përdorni një skedar të gatshëm sesa të skanoni dhe njihni numrat nga një revistë e printuar. Ky stil përdoret në revistat më prestigjioze "The Astrophysical Journal", "Astronomy and Astrophysics" dhe të tjera, si dhe në revistat e specializuara për yjet e ndryshueshëm IBVS dhe veçanërisht OEJV.

postë.en/Gamow-2010-175-177-Virnina.pdf- një artikull me karakteristikat e 32 yjeve të rinj të ndryshueshëm që u zbuluan në Odessa, të cilat është e dëshirueshme që të vazhdohet vëzhgimi.

http://asd.gsfc.nasa.qeveri/Koji.Mukai/iphome/ - vend në polarë të ndërmjetëm

ftp://ftp.aavso.org/public/calib/- Standarde shumëngjyrësh BVRI starfield nga Arne Henden

Yjet e ndryshueshëm janë një nga fenomenet më kurioze në qiell, i arritshëm për vëzhgim me sy të lirë. Për më tepër, ka hapësirë ​​për veprimtarinë shkencore të një dashamirës të thjeshtë të astronomisë, madje ka një mundësi për të bërë një zbulim. Sot ka shumë yje të ndryshueshëm dhe është mjaft interesante t'i vëzhgosh.

Yjet e ndryshueshëm janë yje që ndryshojnë shkëlqimin e tyre me kalimin e kohës. Sigurisht, ky proces kërkon pak kohë dhe nuk ndodh fjalë për fjalë para syve tanë. Sidoqoftë, nëse vëzhgoni periodikisht një yll të tillë, ndryshimet në shkëlqimin e tij do të bëhen qartë të dukshme.

Arsyet për ndryshimin e shkëlqimit mund të jenë arsye të ndryshme, dhe në varësi të tyre, të gjithë yjet e ndryshueshëm ndahen në tipe te ndryshme të cilat do t'i shqyrtojmë më poshtë.

Si u zbuluan yjet e ndryshueshëm

Gjithmonë është besuar se shkëlqimi i yjeve është diçka konstante dhe e palëkundur. Një ndezje ose thjesht pamja e një ylli i është atribuar diçkaje të mbinatyrshme që nga kohërat e lashta, dhe kjo kishte qartë një lloj shenje nga lart. E gjithë kjo mund të shihet lehtësisht në tekstin e së njëjtës Bibël.

Megjithatë, shumë shekuj më parë, njerëzit e dinin se disa yje ende mund të ndryshojnë shkëlqimin e tyre. Për shembull, Beta Perseus jo më kot quhet El Ghoul (tani quhet Algol), që në përkthim nuk do të thotë asgjë më shumë se "ylli i djallit". Është quajtur kështu për shkak të vetive të tij të pazakontë për të ndryshuar shkëlqimin me një periudhë pak më pak se 3 ditë. Ky yll u zbulua si variabël në 1669 nga astronomi italian Montanari, dhe në fund të shekullit të 18-të studioi astronomi amator anglez John Goodryke dhe në 1784 zbuloi variablin e dytë të të njëjtit lloj - β Lyrae.

Në 1893, Henrietta Lewitt erdhi për të punuar në Observatorin e Harvardit. Detyra e saj ishte të matë shkëlqimin dhe të katalogonte yjet në pllakat fotografike të grumbulluara në këtë observator. Si rezultat, Henrietta zbuloi më shumë se një mijë yje të ndryshueshëm në 20 vjet. Ajo ishte veçanërisht e mirë në hetimin e yjeve të ndryshueshëm pulsues, Cepheids, dhe bëri disa zbulime të rëndësishme. Në veçanti, ajo zbuloi varësinë e periudhës së një Cepheid nga shkëlqimi i saj, gjë që bën të mundur përcaktimin e saktë të distancës deri në një yll.

Henrietta Lewitt.

Pas kësaj, me zhvillimin e shpejtë të astronomisë, u zbuluan mijëra variabla të rinj.

Klasifikimi i yjeve të ndryshueshëm

Të gjithë yjet e ndryshueshëm ndryshojnë shkëlqimin e tyre për arsye të ndryshme, kështu që një klasifikim u zhvillua mbi këtë bazë. Në fillim ishte mjaft e thjeshtë, por me grumbullimin e të dhënave, bëhej gjithnjë e më e ndërlikuar.

Tani në klasifikimin e yjeve të ndryshueshëm dallohen disa grupe të mëdha, secila prej të cilave përmban nëngrupe, të cilat përfshijnë yje me të njëjtat shkaqe të ndryshueshmërisë. Ka shumë nëngrupe të tilla, kështu që ne do të shqyrtojmë shkurtimisht grupet kryesore.

duke eklipsuar yjet e ndryshueshëm

Eklipsimi i variablave, ose thjesht eklipsimi i yjeve të ndryshueshëm, ndryshojnë shkëlqimin e tyre për një arsye shumë të thjeshtë. Në fakt, ata nuk janë një yll, por një sistem binar, për më tepër, mjaft afër. Rrafshi i orbitave të tyre është i vendosur në atë mënyrë që vëzhguesi sheh se si njëri yll mbyll tjetrin - ka, si të thuash, një eklips.

Nëse do të ishim pak larg, nuk do të mund të shihnim diçka të tillë. Është gjithashtu e mundur që të ketë shumë yje të tillë, por ne nuk i shohim si variabla, sepse rrafshi i orbitave të tyre nuk përkon me rrafshin e pamjes sonë.

Shumë lloje të yjeve të ndryshueshëm eklipsues janë gjithashtu të njohur. Një nga shembujt më të famshëm është Algol, ose β Perseus. Ky yll u zbulua nga matematikani italian Montanari në vitin 1669 dhe vetitë e tij u studiuan nga John Goodrick, një astronom amator anglez, në fund të shekullit të 18-të. Yjet që formojnë këtë sistem binar nuk mund të shihen individualisht - ata janë të vendosur aq afër sa periudha e tyre e revolucionit është vetëm 2 ditë e 20 orë.

Nëse shikoni kurbën e shkëlqimit të Algolit, mund të shihni një rënie të vogël në mes - një minimum dytësor. Fakti është se një nga komponentët është më i ndritshëm (dhe më i vogël), dhe i dyti është më i dobët (dhe më i madh). Kur komponenti i dobët mbulon atë të shndritshëm, ne shohim një rënie të fortë të shkëlqimit, dhe kur ai i ndritshëm mbulon atë të dobët, rënia e shkëlqimit nuk është shumë e theksuar.

Në 1784, Goodryk zbuloi një variabël tjetër eklipsues, β Lyrae. Kohëzgjatja e tij është 12 ditë 21 orë e 56 minuta. Në ndryshim nga Algol, grafiku i ndryshimit të shkëlqimit për këtë variabël është më i qetë. Fakti është se këtu sistemi binar është shumë afër, yjet janë aq afër njëri-tjetrit sa kanë një formë të zgjatur, eliptike. Prandaj, ne shohim jo vetëm eklipset e përbërësve, por edhe ndryshime në shkëlqimin kur yjet eliptikë kthehen në anën e gjerë ose të ngushtë. Për shkak të kësaj, ndryshimi i shkëlqimit këtu është më i butë.

Grafiku i ndryshimit të shkëlqimit të β Lyra.

Një tjetër variabël tipik eklipsues është Ursa Major W, i zbuluar në 1903. Këtu, grafiku tregon një të ulët dytësore me pothuajse të njëjtën thellësi si ajo kryesore, dhe vetë grafiku është i qetë, si ai i β Lyra. Fakti është se këtu përbërësit janë pothuajse të njëjtë në madhësi, gjithashtu të zgjatur dhe të ndarë aq afër sa sipërfaqet e tyre pothuajse preken.

Ka lloje të tjera të yjeve të ndryshueshëm eklipsues, por ato janë më pak të zakonshme. Këtu përfshihen edhe yjet elipsoidë, të cilët gjatë rrotullimit na kthehen ose me anë të gjerë ose të ngushtë, për shkak të së cilës ndryshon shkëlqimi i tyre.

Yje të ndryshueshme pulsuese

yje të ndryshueshëm pulsues - klasë e madhe objekte të këtij lloji. Ndryshimet në shkëlqim ndodhin për shkak të ndryshimeve në vëllimin e yllit - ai ose zgjerohet ose tkurret përsëri. Kjo ndodh për shkak të paqëndrueshmërisë së ekuilibrit midis forcave kryesore - gravitetit dhe presionit të brendshëm.

Me pulsime të tilla, ndodh një rritje në fotosferën e yllit dhe një rritje në sipërfaqen e sipërfaqes rrezatuese. Në të njëjtën kohë, temperatura e sipërfaqes dhe ngjyra e yllit ndryshojnë. Shkëlqimi, përkatësisht, gjithashtu ndryshon. Disa lloje të variablave luhatëse ndryshojnë shkëlqimin e tyre në mënyrë periodike, dhe disa nuk kanë ndonjë stabilitet - ato quhen të parregullta.

Ylli i parë pulsues ishte Mira Kita, i zbuluar në 1596. Kur shkëlqimi i tij arrin maksimumin, mund të shihet qartë me sy të lirë. Së paku, duhen dylbi të mira ose një teleskop. Periudha e ndriçimit të Mirës është 331.6 ditë, dhe yje të tillë quhen Mirids ose yje të tipit ο Ceti - disa mijëra prej tyre njihen.

Një tjetër lloj variabli pulsues i njohur gjerësisht është Cepheid, i quajtur sipas një ylli të këtij lloji, Ϭ Cephei. Këta janë gjigantë me periudha nga 1.5 deri në 50 ditë, ndonjëherë më shumë. Edhe Ylli i Veriut i përket Cefeidëve me një periudhë gati 4 ditore dhe me luhatje shkëlqimi nga 2.50 në 2.64 yje. sasive. Cefeidët ndahen gjithashtu në nënklasa dhe vëzhgimet e tyre kanë luajtur një rol të rëndësishëm në zhvillimin e astronomisë në përgjithësi.

Variablat pulsues të llojit RR Lyrae dallohen nga një ndryshim i shpejtë i shkëlqimit - periudhat e tyre janë më pak se një ditë, dhe luhatjet mesatarisht arrijnë një madhësi, gjë që e bën të lehtë vëzhgimin e tyre vizual. Edhe ky lloj variablash ndahet në 3 grupe, në varësi të asimetrisë së kthesave të tyre të dritës.

Periudhat edhe më të shkurtra në Cefeidët xhuxh janë një lloj tjetër ndryshoreje pulsuese. Për shembull, CY e Ujorit ka një periudhë prej 88 minutash, ndërsa SX e Phoenix ka një periudhë prej 79 minutash. Grafiku i shkëlqimit të tyre është i ngjashëm me grafikun e Cefeidëve të zakonshëm. Ata janë me interes të madh për vëzhgim.

Ka shumë lloje të tjera të yjeve të ndryshueshëm pulsues, megjithëse nuk janë aq të zakonshëm ose shumë të përshtatshëm për vëzhgime amatore. Për shembull, yjet e tipit RV Demi kanë periudha nga 30 deri në 150 ditë, dhe ka disa devijime në grafikun e shkëlqimit, prandaj yjet e këtij lloji klasifikohen si gjysmë të rregullt.

Yje të ndryshueshme të gabuara

Yjet e parregullta të ndryshueshme janë gjithashtu pulsuese, por kjo është një klasë e madhe që përfshin shumë objekte. Ndryshimet në shkëlqimin e tyre janë shumë komplekse dhe shpesh të pamundura për t'u parashikuar paraprakisht.

Megjithatë, për disa yje të parregullt, periodiciteti mund të zbulohet në afat të gjatë. Për shembull, kur vëzhgojmë gjatë disa viteve, mund të vërehet se luhatjet e parregullta shtohen në një kurbë mesatare të caktuar që përsëritet. Yje të tillë, për shembull, përfshijnë Betelgeuse - α Orion, sipërfaqja e të cilit është e mbuluar me njolla të lehta dhe të errëta, gjë që shpjegon luhatjet e shkëlqimit.

Yjet e parregullt të ndryshueshëm nuk kuptohen mirë dhe janë me interes të madh. Ka ende shumë zbulime për të bërë në këtë fushë.

Si të vëzhgoni yjet e ndryshueshëm

Për të vërejtur ndryshime në shkëlqimin e një ylli, përdoren. Më e arritshme është ajo vizuale, kur një vëzhgues krahason shkëlqimin e një ylli të ndryshueshëm me shkëlqimin e yjeve fqinjë. Më pas, në bazë të krahasimit, llogaritet shkëlqimi i variablit dhe, me akumulimin e këtyre të dhënave, ndërtohet një grafik mbi të cilin dallohen qartë luhatjet e shkëlqimit. Megjithë thjeshtësinë e dukshme, përcaktimi i shkëlqimit me sy mund të bëhet mjaft saktë, dhe një përvojë e tillë fitohet mjaft shpejt.

Ekzistojnë disa metoda për përcaktimin vizual të shkëlqimit të një ylli të ndryshueshëm. Më të zakonshmet prej tyre janë metoda Argelander dhe metoda Neuland-Blazhko. Ka të tjera, por këto janë mjaft të lehta për t'u mësuar dhe japin saktësi të mjaftueshme. Ne do t'ju tregojmë më shumë rreth tyre në një artikull të veçantë.

Përparësitë e metodës vizuale:

• Nuk kërkohet pajisje. Ju mund të keni nevojë për dylbi ose një teleskop për të vëzhguar yjet e zbehtë. Yje me një shkëlqim minimal deri në 5-6 yje. sasitë mund të vërehen me sy të lirë, ka edhe mjaft prej tyre.
• Në procesin e vëzhgimit, ka një "komunikim" të vërtetë me qiellin me yje. Kjo jep një ndjenjë të këndshme uniteti me natyrën. Përveç kësaj, është një punë mjaft shkencore që sjell kënaqësi.

Disavantazhet përfshijnë, megjithatë, saktësinë jo ideale, e cila shkakton gabime në vëzhgimet individuale.

Një metodë tjetër për të vlerësuar shkëlqimin e një ylli është përdorimi i pajisjeve. Zakonisht merret një fotografi e një ylli të ndryshueshëm me rrethinën e tij, dhe më pas shkëlqimi i ndryshores mund të përcaktohet me saktësi nga fotografia.

A ia vlen që një astronom amator të vëzhgojë yje të ndryshueshëm? Patjetër që ia vlen! Në fund të fundit, këto nuk janë vetëm një nga objektet më të thjeshta dhe më të arritshme për studim. Këto vëzhgime kanë edhe vlerë shkencore. Astronomët profesionistë thjesht nuk janë në gjendje të mbulojnë një masë të tillë yjesh me vëzhgime të rregullta, dhe për një amator madje ka një mundësi për të kontribuar në shkencë, dhe raste të tilla kanë ndodhur.

janë yje që po formohen ose janë në një fazë të hershme të evolucionit. Këto përfshijnë yjet T Tauri, të cilët tregojnë ndryshime të parregullta në shkëlqim dhe shpesh janë të mbuluara me re pluhuri dhe gazi.

Variablat Hubble–Sandage,

yje masivë me shkëlqim të lartë me emetim të parregullt. Ky grup përfshin yje me shkëlqim maksimal në galaktikat tona dhe ato fqinje. Këta yje janë vetëm disa milionë vjet të vjetër dhe masat e tyre variojnë nga 60 deri në 200 masa diellore. Në galaktikën tonë, yje të tillë janë R Cygnus dhe h Carinae, duke humbur intensivisht masën në formën e një ere yjore.

Variabla pulsuese

periodikisht zgjerohen dhe tkurren, dhe shkëlqimi i tyre intensifikohet dhe dobësohet njëkohësisht. Ndër variablat pulsuese, më të famshmit janë Cepheids, të emërtuar sipas prototipit - yllit. d Cefeu. Ndryshimi i ngjyrës, shkëlqimit dhe shpejtësisë së shtresës sipërfaqësore në një Cepheid klasik ndodh me një periudhë të caktuar. Sa më e gjatë kjo periudhë, aq më e madhe është ndriçimi mesatar i yllit. Meqenëse shkëlqimi i dukshëm i një ylli ndryshon në mënyrë të kundërt me katrorin e distancës me të, atëherë duke matur shkëlqimin dhe duke përcaktuar shkëlqimin e Cefeidit nga periudha, ne mund të llogarisim distancën deri në të. Cefeidët klasikë kanë masa të rendit të 5 masave diellore dhe mosha që variojnë nga disa milionë deri në 100 milionë vjet.

Lloji i yllit të ndryshueshëm pulsues b Cephei ndryshojnë, ndoshta jo aq shumë madhësia e tyre sa forma e tyre. Ata janë shumë më të rinj se Dielli.

Disa yje të ndryshueshëm pulsues janë shumë të vjetër: mosha e tyre arrin 15 miliardë vjet dhe masat e tyre variojnë nga 0,6 deri në 2 masa diellore. Për shembull, këto janë variabla të tipit RR Lyrae me periudha më pak se një ditë dhe ndriçim nga 50 në 100 diellore. Këtu përfshihen edhe Cefeidët e popullsisë së vjetër të Galaktikës (variablat e tipit të Virgjëreshës W) që gjenden në grupime globulare. Periudhat e tyre janë të krahasueshme me ato të Cefeidëve klasikë, megjithëse shkëlqimi është dukshëm më i dobët dhe ata sillen pak më ndryshe. Ndoshta me këtë grup lidhen yjet e tipit d Mburoja, të cilat shpesh quhen "cefeidët xhuxh". Cm. YJET.

Grupi i katërt i variablave pulsues përbëhet nga yje të vjetër të ftohtë me zarfe të gjerë. Në këtë grup bëjnë pjesë miritë - variabla gjysmë të rregullt dhe me periudha të gjata të tipit Mira Ceti. Yjet gjysmë të rregullt janë supergjigantë me masa nga 8 deri në 40 masa diellore. Në fazën përfundimtare të evolucionit, ata shfaqin pulsime të parregullta, siç shihet në shembujt e Betelgeuse dhe Antares. Periudhat tipike të Miras variojnë nga 200 deri në 450 ditë, dhe shkëlqimet arrijnë në 10,000 diellore; masat e tyre variojnë nga 0,8 deri në 3 masa diellore. Dinamika e pulsimeve të tyre ndërlikohet nga zhvillimi i valëve të goditjes. Miridët formojnë një sekuencë të vazhdueshme me OH/IR të ndryshueshme, spektrat e të cilave tregojnë linja emetimi hidroksil (OH) dhe vetë yjet janë aq të ftohtë sa që lëshojnë kryesisht në rrezet infra të kuqe (IR). Këta janë yje që vdesin, të rrethuar nga predha të mëdha gazi dhe pluhuri.

variablat eklipsues.

Sistemet më të njohura që përbëhen nga një xhuxh i bardhë dhe një shoqërues afër tij janë novae klasike, xhuxh novae dhe variabla simbiotikë. Shkëlqimi i novave klasike mund të rritet një milion herë dhe më pas të zbehet shpejt. Novaet xhuxh rritin shkëlqimin e tyre nga 6 në 200 herë, dhe dobësimi ndodh gjatë një periudhe prej 10 deri në qindra ditë. Një yll simbiotik është një sistem i përbërë nga një yll i kuq i ftohtë dhe shoqëruesi i tij i vogël i nxehtë, me të gjithë sistemin e mbuluar me një re gazi jonizues.

Supernova.

Yjet variabël më të shquar konsiderohen supernova, të cilat në kohën e shpërthimit bëhen më të shndritshëm se e gjithë galaktika. Në galaktikën tonë, shpërthimet e supernovës u vëzhguan relativisht kohët e fundit: shpërthimi i vitit 1054 që shkaktoi Mjegullnajën e Gaforres; Supernova Tycho (1572); Supernova Kepler (1604). Këto janë shpërthime të fuqishme që shkatërrojnë pothuajse plotësisht yllin. Ekzistojnë dy lloje të supernovave. Supernova e tipit I vërehen në sistemet yjore pa yje të rinj (në galaktikat eliptike) dhe arrijnë një shkëlqim maksimal prej 6×10 9 diellore. Ndoshta, ky është shpërthimi i xhuxhëve të bardhë, në të cilin lënda grumbullohet nga një yll fqinj në sistemet binare derisa masa e xhuxhit të tejkalojë kufirin Chandrasekhar (1,44 masa diellore). Supernova e tipit II formohen në shpërthimin e yjeve të rinj masivë (15-30 masa diellore) dhe arrijnë një shkëlqim prej 4×10 8 diellore. Supernovat e të dy llojeve prodhojnë elementë kimikë më të rëndë se hekuri në procesin e shpërthimit dhe i hedhin në hapësirën ndëryjore. Këto shpërthime mund të nxisin lindjen e brezit të ardhshëm të yjeve; ndoshta kështu ka lindur ajo sistem diellor. LËNDË NDËRYJORE; YJE; SISTEM DIELLOR.

Variablat spektrale.

Këta janë yje relativisht të rinj me një temperaturë sipërfaqësore prej 10,000–15,000 K. Shkëlqimi i tyre ndryshon pak, por ndërsa ylli rrotullohet, vërehen ndryshime të forta në spektrin e tij, gjë që tregon se metale të ndryshme janë të përqendruara në zona të ndryshme të sipërfaqes së tij. Këta yje kanë një fushë magnetike të ndryshueshme të fuqishme (më shumë se 30 kG). Cm. YJET.

Yjet e tipit UV Ceti.

Këta janë yje xhuxhë relativisht të rinj (siç është Dielli), ndezjet e të cilëve janë të ngjashme me ato të diellit, por më të fuqishme. Në zona të vogla të sipërfaqes së tyre ka fusha magnetike të forta. Cm. DIELL.

Yjet e tipit R të Kurorës Veriore.

Këta janë yje të vjetër të pasur me karbon. Shkëlqimi i tyre i barabartë ndonjëherë ndërpritet nga një rënie e papritur e shkëlqimit shumë herë, dhe më pas rikthehet. Ka të ngjarë që retë e blozës të formohen herë pas here në atmosferën e një ylli, duke thithur dritën e tij, e cila më pas shpërndahet.

Yjet e ndryshueshëm eklipsorë quhen ndonjëherë gjeometrikë, duke nënkuptuar se ndryshueshmëria e tyre është pasojë e renditjes gjeometrike të përbërësve të një sistemi binar yjesh në lidhje me vëzhguesin, por nuk varet në asnjë mënyrë nga proceset fizike që ndodhin në vetë x. Ndërsa nuk e ndajmë plotësisht këtë këndvështrim, vërejmë se kjo klasë objektesh është shumë e madhe - deri më sot, janë zbuluar më shumë se 4000 objekte eklipse.

Yjet e ndryshueshëm tregohen me shkronja të mëdha latine në secilën yjësi sipas rendit të zbulimit të tyre, me përjashtim të yjeve të treguar me shkronja greke ose që kanë emrat e tyre, për shembull, Algol, δCepheus etj. Ndryshorja e parë në çdo konstelacion shënohet me shkronjën R, e dyta me shkronjën S, pastaj T, e kështu me radhë. deri te letra Z . Variablat më pas shënohen me kombinime të të gjitha këtyre shkronjave nga RR në ZZ . Variablat e mëposhtëm shënohen me kombinime shkronjash nga A deri në Q (AA→QZ ). Shkronja J përjashtohet nga emërtimet në mënyrë që të mos ketë konfuzion me shkronjën I. Kur të gjitha 334 kombinimet e shkronjave janë shteruar, përdoret një numërim dixhital i yjeve (fillon me numrin 335), i paraprirë nga një tregues i ndryshueshmërisë V (ndryshueshme - variabël).

Grupi më i madh përbëhet nga të ashtuquajturat yje të ndryshueshëm fizikë. Deri më sot, më shumë se 50,000 prej tyre janë zbuluar, por pothuajse secili në një të caktuar bëhet një objekt fizikisht jo i palëvizshëm.

Variabla fizike ose - yje që ndryshojnë shkëlqimin e dukshëm (dhe aktual) si rezultat i proceseve fizike që ndodhin në thellësitë e tyre. Përveç ndryshimeve në shkëlqim, këto shfaqin ndryshime në madhësi, temperaturë të sipërfaqes, përbërje kimike atmosfera dhe parametra të tjerë.

Sipas formës së kurbës së dritës dhe proceseve fizike që çojnë në ndryshime në shkëlqimin e dukshëm, yjet e ndryshueshëm fizikë ndahen në dy klasa: yje të ndryshueshëm pulsues, novae, novae dhe yje.

Yjet pulsues janë ata, ndryshimet e shkëlqimit të të cilëve shkaktohen nga pulsimet, domethënë ndryshimet periodike (kuazi periodike) në rreze. R fizike; këto ndryshime mbështeten nga burimet e brendshme të energjisë së yllit dhe ngacmohen nga rrjedha e nxehtësisë që vjen nga zonat e brendshme yjet në pjesën e jashtme. Vetë-lëkundjet shoqërohen me ndryshime të temperaturës T sipërfaqja e yllit dhe, rrjedhimisht, fluksi total i rrezatimit Ф, i dukshëm m dhe M absolute madhësive, ngjyrave dhe spektrit.

Sipas formës së kurbës së dritës dhe kohëzgjatjes së pulsimeve, yjet e ndryshueshëm pulsues ndahen në disa lloje. Le të shqyrtojmë disa prej tyre.

E saktë - pulsuese, ndryshimet e shkëlqimit të të cilit janë rreptësisht periodike dhe mund të përfaqësohen nga një funksion relativisht i thjeshtë m(t), ku m është madhësia e dukshme e yllit në kohën e vëzhgimit t. Variablat e saktë përfshijnë yje si δ Cephei, W Virgo, RR Lyra, o Kita, etj.

variabël tip RR Lyra (lyrid, RR ) - pulsimi i rregullt me ​​një periudhë ndryshimi në shkëlqim (shkëlqimi i dukshëm) P ≈ 0,05dh 1.2d; gjiganti A -F; mesatare (mediane) M cf ≈ 0m ÷-1 m , L ~ 10 2 .

Medianaja M përcaktohet si mesatarja e vlerës absolute të ndryshores së duhur në minimumin M min dhe shkëlqimi maksimal M max:

M cf = (M min + M max)/2. (33)

Liridet zënë një zonë të ngushtë r-diagrami në rajonin gjigant, i cili përbën dallimet relativisht të vogla midis yjeve të kësaj klase. Masat e yjeve të këtij grupi variablash M ~ 2÷ 3 × M ⊙ , rrezet R ~ 3÷ 5 × R ⊙ . Dendësia mesatare e liridës r ≈ 10 -2 g / cm 3 (krahaso: r ⊙ ≈ 1,4 g/cm3).

Figura 7

Liridet (Fig. 7a) kanë një formë asimetrike: shkëlqimi i yllit rritet relativisht shpejt, pastaj vërehet një rënie e ngadaltë. Amplituda e ndryshimit në madhësinë e dukshme yjore A ≈ 1 m ,0÷ 2 m ∆ R ≈ 5%), temperatura e sipërfaqes (Δ T ~ 1000K), spektri (nga A në F) i yllit.

Variablat e këtij lloji emërtohen sipas emrit Yjësia RR Lyra (RR Lyra), e cila mund të vërehet si një yll me m v = +7 m .5, duke ndryshuar shkëlqimin e saj nga m vmax = + 7 m ,06 deri mvmin = +8 m ,12 me period P = 13 h 36 m 14 s ,9. Gjatë pulsimit RR Lyra ndryshon nga A 2 në shkëlqim maksimal deri në F 1 në dritë minimale. Janë vërejtur më shumë se 6700 lirida, të cilat të gjitha i përkasin përbërësit sferik të Galaktikës dhe gjenden në një numër të konsiderueshëm në grupimet yjore globulare. Këta yje të ndryshueshëm quhen ndonjëherë Cefeidë me periudhë të shkurtër.

Lloji δ Cephei (Cepheid DCEP, C δ ) - pulsimi i rregullt me ​​një periudhë ndryshimi në shkëlqim (shkëlqimi i dukshëm) P≈ 2 d ÷ 70d; gjigant ose supergjigant F ose G; mesatare (mesatare) M krh≈ -2 m ÷ -6 m. Masat e yjeve të këtij grupi variablash M ~ 3 ÷ 16 × M ⊙ , rrezet R ~ 10 ÷ 150 × R ⊙ . Dendësia mesatare e Cefeidëve ρ ≈ 10 -5 g/cm 3 (krahaso: ρ ⊙ ≈ 1,4 g/cm 3).

Ashtu si liridët, Cefeidët (Fig. 7 b ) ka një formë asimetrike: shkëlqimi i yllit rritet relativisht shpejt, pastaj vërehet një rënie e ngadaltë. Amplituda e ndryshimit në madhësinë e dukshme yjore A \u003d 0 m ,1 ÷ 2 m ,0. Njëkohësisht me ndryshimin e shkëlqimit, rrezja (Δ R ≈ 10 ÷ Δ T > 1000K), spektri (nga F në K) i yllit.

Një përfaqësues tipik i kësaj klase është konstelacioni i katërt më i ndritshëm Cepheus -δ Cepheus, ndryshueshmëria e të cilit u zbulua në 1784 nga J. Goodryk. Ky supergjigant i përket klasës së shkëlqimit Ib , ndryshon shkëlqimin me një pikë P = 5 d 08 h 47 m 29 s ,7 dhe amplituda A = 0 m, 9 nga m v = +3 m, 5 deri m v = +4 m, 4. Gjatë pulsimeve, spektri ndryshon nga G 2 deri në F 5 dhe temperatura e yjeve nga T ≈ 5500K deri në T ≈ 7000K. Rrezja δ e Cepheus R ≈ 50 × R ⊙ ndryshon brenda±7× 105 km. Ky supergjigant është në një distancë prej nesh r ≈ 330 (rreth 1000 vite dritë), ka një madhësi absolute M v = -4 m dhe është pjesë e sistemit të shumëfishtë (trefishtë) të yjeve.

Ndoshta Cefeidi më i afërt me Diellin është Polaris ( a Arusha e Vogël), supergjigant F 7, nga i cili vjen drita për rreth 470 vjet ( r ≈ 140). Në fillim të shekullit të njëzetë. një punonjës i Observatorit të Harvardit (SHBA) G. Leavitt filloi të studionte në Renë e Vogël të Magelanit dhe në vitin 1912. gjeti një lidhje pothuajse në vijë të drejtë midis madhësive të dukshme m në shkëlqimin maksimal (dhe minimal) dhe logaritmit të periudhës së ndryshimit të shkëlqimit lgP për 23 yje të ndryshueshëm të rregullt si δ Cephei dhe RR Lyrae. Meqenëse yjet e studiuara nga Leavitt janë praktikisht në të njëjtën distancë nga ne, zbulimi i Leavitt do të thoshte se shkëlqimet L të atyre të rregullta janë të lidhura nga një varësi pothuajse lineare me periudhat e ndryshimit në shkëlqimin e tyre. Në vitet njëzetë, veprat e E. Hertzsprung, G. Ressel dhe H. Shapley arritën të vlerësojnë pikën zero të kësaj varësie, domethënë të përcaktojnë vlerën e ndriçimit mesatar L (ose madhësinë mesatare absolute të yjeve M av ) për periudhën e saktë specifike. Aktualisht, për të përcaktuar madhësinë mesatare absolute të yjeve M sr nga vlera e vëzhguar e periudhës P të ndryshimit në shkëlqimin e një ylli të rregullt (ylli i tipit δ Cephei), përdoret lidhja e mëposhtme:

M v cf \u003d - 1,01 - 2,88 × lgP d. (34).

Virgjëresha e tipit W (Cepheid CW ) - pulsimi i rregullt me ​​një periudhë ndryshimi në shkëlqim (shkëlqimi i dukshëm) P≈ 2 d ÷ 70d; gjiganti F ose G; mesatare M kf≈ 0 m ÷ -3 m. Yjet e këtij lloji ndryshojnë nga Cefeidët klasikë jo vetëm në atë që madhësia e tyre absolute është 1 m ,5 ÷ 2 m ,0 më e madhe se madhësitë absolute C δ , por edhe nga shpërndarja e tij në Galaxy. Nëse Cefeidët C δ të përqendruara kryesisht pranë rrafshit të galaktikës (Cefeidët e komponentit të sheshtë të Galaxy), atëherë Cefeidët CW ndodhin në mënyrë të barabartë në të gjithë vëllimin e galaktikës (Cefeidët e përbërësit sferik të Galaxy). Variablat CW, si dhe të gjitha variablat e rregullt, karakterizohen nga një marrëdhënie strikte midis periudhës së ndryshimit të shkëlqimit P dhe do të thotë madhësi absolute M cf ( s L ) yje.

Yjet e ndryshueshëm si δ Cephei dhe W Virgjëreshat quhen gjithashtu Cefeidë me periudha të gjata. Janë zbuluar më shumë se 850 Cefeidë me periudha të gjata, anëtarë të Galaktikës.

Liridet dhe Cefeidët, duke qenë mi gjigantë dhe supergjigantë, janë të dukshëm nga distanca të mëdha. Me ndihmën e teleskopëve të mëdhenj, këta yje mund të gjenden në galaktika të tjera që janë 3-5 M larg nga e jona. Përcaktimet e para të distancave me galaktikat më të afërta, në veçanti, me galaktikën Andromeda (M31), u bënë duke përdorur diagramin "periudha-" (Fig. 8).

Figura 8

Diagrami që paraqet marrëdhënien ndërmjet periudhës P të ndryshimit të shkëlqimit të tipit të saktë δ Cepheus, W Virgjëresha (Cepheids) dhe lloji RR Lyrae (lyrids) dhe vlera mesatare e madhësisë absolute M cf (il L) për këta yje, quhet diagrami "period-".

Boshti i abshisës i diagramit paraqet vlerat lgP të ndryshores së saktë, përgjatë boshtit të ordinatave - vlera mesatare e madhësisë absolute yjore M të këtij ylli. Për të përcaktuar distancat, ky diagram përdoret së bashku me marrëdhëniet si (34) të marra nga vëzhgimet për yje të llojeve të ndryshme të ndryshueshmërisë.

Nëse e sakta vërehet diku, atëherë lloji i ndryshueshmërisë përcaktohet nga kurba e dritës dhe përcaktohet periudha e ndryshueshmërisë. P . Le të jetë, për shembull, ai i tipit δ Cephei me një pikë P = 30d . Duke futur këtë vlerë të periudhës në diagramin "periudhë-" ose duke përdorur relacionin (34), përcaktojmë madhësinë mesatare absolute të yllit: M cf = -5 m .35. Meqenëse ndryshorja është e vëzhgueshme, madhësia mesatare e saj e dukshme përcaktohet nga vëzhgimet m cf: p.sh. m cf = + 18 m , 37. Le të përdorim relacionin (18) për modulin e distancës dhe të përcaktojmë distancën nga ylli në ah. Kjo distancë rezulton të jetë r ≈ 5,5 × 10 5 ose π = 1,6 × 10 -6. π i përcaktuar në këtë mënyrë quhet paralaksa e Cefeidëve.

Lloji afatgjatë o Kita (mira, mirida, M) - pulson me një periudhë ndryshimi në shkëlqim P≈ 70d ÷ 700d; gjiganti M, C ose S; mesatare M cf ≈ -3,5 m ÷ 0m. Masat e yjeve të këtij grupi variablash M ~ 5 ÷ 10 × M ⊙ , rrezet R > 40 × R ⊙ . Dendësia mesatare e Miras ρ ≈ 10 -5 ¸ 10 -9 g/cm 3 .

Mirida është paraqitur në fig. 7s. Kurba ka një formë asimetrike me një amplitudë ndryshimi në madhësinë e dukshme A = 2 m ,5 ÷ 10 m ,0, pra, shkëlqimi i Miridës gjatë pulsimit mund të ndryshojë me gati 10.000 herë! Amplituda dhe periudha e ndryshimit të shkëlqimit Mira mund të ndryshojnë me 10% ose më shumë. Njëkohësisht me ndryshimin e shkëlqimit, rrezja (∆R~ 15%), temperatura e sipërfaqes (∆T~ 500K) dhe spektrin (nga M0 në një nënklasë të mëvonshme) të yllit. Një tipar i spektrave të Mirids është prania, në veçanti, e linjave të ndritshme të emetimit të hidrogjenit dhe disa elementeve të tjerë kimikë, gjë që tregon proceset e dhunshme që ndodhin në atmosferat e ftohta të këtyre yjeve.

Kjo klasë është emëruar pas yllit o Kita (o - omicron). Astronomi D. Fabricius në vitin 1596 tërhoqi vëmendjen për faktin se ky kishte rritur shkëlqimin e tij për disa kohë. Pastaj shkëlqimi i yllit u ul derisa ai pushoi së qeni i vëzhgueshëm. Fabricius i dha yllit emrin Mira (e mahnitshme, e mrekullueshme). Dhe me të vërtetë, kjo mahnitëse është një gjigant M 7 eIII (p.sh - emision), i cili me një periudhë prej 332 d ,3 ndryshon shkëlqimin e tij të dukshëm me pothuajse 1600 herë nga m v = +2 m ,0 deri në m v = +10 m ,1, herë pas here duke u bërë i paarritshëm për vëzhgimin me sy të lirë. Bota është në një distancë prej nesh r ≈ 140, ka një madhësi absolute M ≈ -2m .7, dhe në maksimum shkëlqen si 1000 Diej. Mira është dhjetë herë më masive (M≈ 10 × M ⊙ ) dhe 400 herë më shumë ( R ≈ R⊙ ) të Diellit, kështu që dendësia mesatare e një ylli është e papërfillshme:ρ ≈ 10 -8 g/cm 3 . Nëse Mira do të ishte në vendin e Diellit, atëherë orbita e Marsit do të ishte brenda fotosferës së tij. Mira është një nga komponentët e sistemit të katërfishtë të yjeve. Që nga koha e Fabricius, janë zbuluar më shumë se 6500 Mira, shumica e të cilave janë të paarritshme për vëzhgim me sy të lirë. Duke gjykuar nga ndryshimet në periudhën dhe amplituda e Miras, këta yje klasifikohen midis yjeve të rregullt dhe gjysmë të rregullt pulsues.

Gjysmë e saktë (SR ) - pulsuese, ndryshimet e shkëlqimit të së cilës nuk kanë një karakter rreptësisht periodik, por dallohen nga ndryshime të rëndësishme në madhësinë e dukshme yjore m dhe amplituda A për periudha relativisht të gjata kohore - nga disa dhjetëra në disa qindra ditë.

Këta gjigantë dhe supergjigantë të mëvonshëm M 0 ÷ M 8 me madhësi absolute M ≈ -4 m ÷ +1 m kanë një amplitudë të ndryshimit të shkëlqimit A ≈ 0 m ,3 ÷ 2 m ,5 me disa periudha që mbivendosen njëra me tjetrën. Një shembull i yjeve të tillë është e kuqja gjysmë e rregullt m Cepheus, i cili është paraqitur në Fig. 7 d . supergjigant M2Ia shfaq ndryshime ciklike, domethënë jokonstante në periudhë, ndryshime në shkëlqim. Studimet tregojnë se këtu tre luhatje mbivendosen me njëra-tjetrën me periudha rreth 90, 600 dhe 4300 ditë. Vija me pika shënon komponentin afatgjatë të luhatjes së shkëlqimit. Deri më sot, më shumë se 4300 variabla gjysmë të rregullt janë zbuluar si një llojµ Cepheus dhe lloje të tjera.

E gabuar (L ) - pulsuese, sipas lakores së dritës së së cilës është e pamundur të vendoset ndonjë model në pulsime.

Arsyeja e pulsimeve të parregullta ende nuk është vërtetuar në mënyrë të besueshme, por numri i yjeve të zbuluara të këtij lloji është mjaft i madh - rreth 3600 yje. Një shembull do të ishte SV Demi, i cili është paraqitur në Fig. 7 e . për një kohë të gjatë mund të ruajë të pandryshuar shkëlqimin e tij maksimal, pastaj shkëlqimi i tij dobësohet disa mijëra herë në një periudhë relativisht të shkurtër kohe, pas së cilës kthehet në gjendjen e tij normale. tregon mungesën e ekuilibrit midis proceseve përgjegjëse për pulsimet e shtresave të sipërme të atmosferës së yllit.

Pulsarët janë një lloj i veçantë.

Pulsar - i saktë, periudha e ndryshimit të shkëlqimit (shkëlqimit) të së cilës në të gjitha vargjet e rrezatimit elektromagnetik (nga rrezatimi gama në valët e radios) është konstante me saktësi shumë të lartë, dhe ndryshimi i vërejtur në energjinë e rrezatimit ndodh në pulset me një frekuencë nga një puls deri në disa dhjetëra dhe madje qindra pulse në sekondë - prandaj emri i objektit "pulsar". Studimet kanë treguar se një pulsar është një yll neutron që rrotullohet me shpejtësi rreth boshtit të tij dhe ka një fushë magnetike të fuqishme (~ 10 12 Oe); me një orientim të përshtatshëm të boshtit të rrotullimit në lidhje me një vëzhgues tokësor, ai shfaqet si një pulsar, dhe periudha e pulsimeve është periudha e rrotullimit rreth boshtit.

- me ndryshime të parregullta, të paparashikueshme në shkëlqim (shkëlqimi i dukshëm) brenda 0 m,5÷ 6 m , e cila mund të shkaktohet nga procese jo-stacionare të ngjashme me një shpërthim me forcë të moderuar (shpërthim) që ndodhin në shtresat e sipërme të fotosferës së yllit. me ndryshime të shpejta të parregullta, të paparashikueshme të shkëlqimit brenda disa madhësive: - 2 m mbi yjet e sekuencës kryesore përkatëse. për një periudhë të gjatë kohore, mund të jetë në një gjendje pothuajse të palëvizshme, pas së cilës vërehen ndryshime të shpejta të shkëlqimit me amplituda deri në 3 ose më shumë. Mjegullnaja të ndritshme vërehen rreth yjeve, predha të gjera, lëvizja e materies në të cilën, me sa duket, është shkaku i ndryshueshmërisë së shkëlqimit. Ndoshta këto janë formacionet më të reja në mesin e popullsisë yjore të Galaktikës. Është interesante ajo që vërehet nga grupet e vendosura brenda mjegullnajave të mëdha të gazit dhe pluhurit. Këto grupe quhen T-shoqërime.

Lloji FU Orion (fuor) - i cili në pak vite mund të rrisë shkëlqimin qindra herë. Ka rrezatim të fortë infra të kuqe. Linjat e litiumit vërehen në spektrin ( Li ) – ka mundësi që shkrirja termonukleare të mos ketë filluar ende në thellësi të këtyre yjeve. Pra, FU Orion, kur u vëzhgua në 1936, ndryshoi madhësinë e tij të dukshme nga +16 m deri në +10 m , dy vjet më vonë madhësia e tij e dukshme u bë +11 m dhe aktualisht po ndryshon pak në një drejtim ose në një tjetër.

Yjet shpërthyes janë vërejtur në një numër të konsiderueshëm në Mjegullnajën e Orionit, kjo është arsyeja pse ata quhen shpesh yje të Orionit.

Figura 9

Një klasë e veçantë e yjeve jo të palëvizshëm është (Fig. 9). Këto objekte supermasive me masë M ≈ 15 ÷ 60 × M ⊙ dhe temperatura e sipërfaqes T≈ 5× 10 4 K janë me sa duket të ndërmjetme midis O stacionare dhe supergjigantëve të kuq jostacionarë. Ata vetë janë qartësisht jo të palëvizshëm: linja të gjera emetimi të heliumit (Ai unë dhe Ai II ), karboni (për yjet WC), azoti (për yjet WN). Kjo tregon se një masë e konsiderueshme e materies është hedhur nga rajonet e jashtme të yllit (deri në 10 -4×M⊙ në vit), i cili me shpejtësi deri në 1500 km/s “përhapet” në hapësirën ndëryjore. Ai i paraqitur në foto është brenda emetimeve të tij të gazit - këto emetime formojnë një "flluskë" blu-të bardhë. Era yjore që fryn nga një yll me një shpejtësi~ 3000 km/s, me ndalimin me gazin ndëryjor, formon një valë goditëse, energjia e së cilës bën që gazi të shkëlqejë. Figura tregon qartë strukturën fibroze të parregullt të reve të gazit ndëryjor. Duke marrë parasysh masën dhe shpejtësinë e lëndës së hedhur nga ylli, ne mund të vlerësojmë jetëgjatësinë e një objekti në një fazë të ngjashme - nuk mund të kalojë 10 4÷ 10 5 vjet. Natyrisht, ato janë shumë të rralla: një yll i këtij lloji përbën deri në 150 milionë yje të klasave të tjera. caktuar për klasën spektrale W.

Dalja e materies duket të jetë një dukuri e zakonshme në një fazë të caktuar në evolucionin e disa yjeve. Objektet janë vëzhguar, për të tyre pamjen të quajtura mjegullnaja planetare.

Një mjegullnajë planetare është një sistem i përbërë nga një yll (bërthama e mjegullnajës) dhe një mbështjellës gazi i ndritshëm që e rrethon atë (vetë mjegullnaja).

Bërthama e mjegullnajës planetare është një mjegullnajë blu e nxehtë, spektri i së cilës është i ngjashëm me atë të yjeve (W) ose O; temperatura e sipërfaqes së bërthamës T~ 10 5 K, L ~ 3 ÷ 3 × 10 4 L ⊙ ; ftohja dhe tkurrja e mëtejshme e këtij ylli çon në shfaqjen e një xhuxhi të bardhë. Predha është gjenetikisht e lidhur me bërthamën; temperatura e elektronit të guaskës T e≈ 1,3 × 10 4 K, domethënë, gazi i guaskës është plotësisht i jonizuar. Masa tipike e guaskës M≈ 0,1 × M ⊙ , diametri d ~ 0,1 ÷ një. I gjithë sistemi e ka origjinën, ndoshta, nga gjigantët dhe nëngjigantët e kuq katastrofikë.

Fotografia e mjegullnajës planetare M27 "Dumbbell" (Fig. 10) tregon qartë strukturën e brendshme të mjegullnajës, tiparet e së cilës na lejojnë të konkludojmë se ylli ka një nxjerrje asimetrike të materies. Mjegullnaja shkëlqen për shkak të dy mekanizmave: shpërndarjes së rrezatimit nga bërthama dhe riemetimit të rrezatimit të fortë ultravjollcë nga bërthama nga atomet H dhe He, të cilat janë pjesë e substancës së mjegullnajës. Temperatura e mjegullnajës