Umumiy astronomiya

§ 6.9. O‘zgaruvchan yulduzlar

O'zgaruvchan miqdorlarga ega bo'lgan yulduzlar O'zgaruvchan yulduzlar deb ataladi. Yulduzlar yorqinligidagi o'zgarishlar birinchi bo'lib 16 - asr oxirida, Tycho Brahe super yangi yulduzi (Tycho Brahe’s supernova) porlaganda (1572), va o Ceti (Mira) yulduzi yorug'ligi davriy o'zgarishi kuzatilganda (1596) yevropada qayd etilgan. Kuzatishlar aniqligi rivojlanishi bilan o'zgaruvchan yulduzlar soni doimiy ravishda ortib bordi. Eng yangi katalog taxminan 40 000 o'zgaruvchanligi ma'lum yoki shubhali o'zgaruvchan yulduzlarni o'z ichiga oladi. To'g'risini aytganda barcha yulduzlar o'zgaruvchan. 11 bo'limda ko'rib o'tganimizdek evolyutsiyasi davrida yulduzning tuzilishi va yorqinligi o'zgaradi. Bu o'zgarishlar, odatda sekin bo'lsa ham, ba'zi evolyutsion fazalarda ekstremal tez bo'lishi mumkin. Ba'zi evolyutsion etaplarda davriy o'zgarishlar, masalan, yulduzning tashqi qatlamining pulsatsiyalanishi ham bo'lishi mumkin.

6.17-rasm	6.18-rasm

Yulduzlar yorqinligida kichik o'zgarishlar uning sirtidagi issiq va sovuq dog'lar sababli, u o'z o'qi atrofida aylanganligi tufayli paydo bo'lish va yo'qolish sababli bo'ladi. Quyoshning yorqinligi quyosh dog'lari tufayli kuchsiz o'zgaradi. Ehtimol, bunday dog'lar barcha yulduzlarda bordir. Dastlab yulduzlar yorqinligi vizuai ravishda uni yaqinidagi boshqa yulduz bilan taqqoslab aniqlangan.

Keyinroq, taqqoslashlar fotografik platalarda bajarildi. Hozirda enganiq kuzatishlar fotoelektrik ravishda yoki CCD kameradan foydalanib bajarilmoqda. Qiymat o'zgarishini vaqtning funksiyasi sifatida berilishi yulduzning yorug'lik grafigi deyiladi (Rasm.6.19). Undan qiymat o'zgarishining amplitudasini va agar u davriy bo'lsa uning davrini aniqlash mumkin.

O'zgaruvchan yulduzlarning asosiy katalogi astronom Boris Vasilyevich Kukarkin tomonidan yozilgan General Catalogue of Variable Stars hisoblanadi. Yangi, qo'shimcha nashrlar ham chiqmoqda; P.N. Kholopov tomonidan 1985-1987 yillarda qilingan to'rtinchi nashr Samon Yo'li galaktikasining 32 000 o'zgaruvchilarini o'z ichiga oladi.

konfiguratsiyasiga mos holda nom beriladi. Berilgan konfiguratsiya bo'yicha birinchi kashf etilgan o'zgaruvchanning nomi R (in the genitive case). Ikkinchi o'zgaruvchanning simvoli S, va hokozo, to Z gacha. Bundan keyin ikki harfli simvollar, RR, RS, ... to ZZ gacha foydalaniladi va keyin AA dan to QZ gacha ( I dan tashqari ). Bu faqat 334 o'zgaruvchan uchun yetarli bo'ladi, va undan keyingilari uchun nomerlash quyidagicha davom etadi: V335, V336, va h.k. (V harfi o'zgaruvchan (variable) ma'nosini bildiradi). Ba'zi yulduzlar uchun, ularning o'zgaruvchan ekanligi keyinroq aniqlangan bo'lsada, Grek harfli simvollar saqlanib qolgan, masalan, (e. g. δ Cephei).

O'zgaruvchanlarning klassifikatsiyalanishi yorug'lik grafigining shakliga, va spektral klasslar va kuzatilgan radial harakatiga asoslangan. Spektr, yulduz atrofidagi materialning to'yiq yutilish chiziqlaridan ham iborat bo'lishi mumkin. Shu bilan birga kuzatishlar optik sohadan tashqarida ham bajarilishi mumkin. Ba'zi o'zgaruvchanlarning (chaqin yulduzlarning) radio nurlanishi ularning optik yorqinligi bilan bir vaqtda kuchli ortadi. Radio va Rentgen o'zgaruvchalarga misollar radio va Rentgen pulsarlari va Rentgen barsterlari hisoblanadi.

O'zgaruvchanlar odatda uchta asosiy tipga bo'linadi: pulsatsiyalanuvchi (pulsating), eruptiv (eruptive) va tutiluvchi (eclipsing) o'zgaruvchanlar. Tutiluvchi o'zgaruvchanlar binar sistemalar bo'lib, komponentlar davriy ravishda bir-birining oldidan kesib o'tadi. Bu o'zgaruvchanlarda yorug'lik o'zgarishlari yulduzlardagi hech qanday fizikaviy o'zgarishlarga mos kelmaydi. Ular binar yulduzlar bilan bog'liq holda o'rganiladi. Boshqa o'zgaruvchanlarda yorqinlikning o'zgarishi yulduzning ichki o'zgarishlari bilan bog'liq. Pulsatsiyalanuvchi o'zgaruvchanlarda o'zgarishlar tashqi qatlamlarning kengayishi va qisilishi bilan bog'liq. Bu o'zgaruvchanlar gigantlar va supergigantlar bo'lib ular evolyutsiyasida noturg'un etapga yetib borgan. Eruptiv o'zgaruvchanlar odatda massasini tarqatuvchi kuchsiz yulduzlar hisoblanadi.

Ular asosan masa bir komponentdan boshqasiga o'tadigan yaqin binar sistemalarning a'zosi bo'lib hisoblanadi.

Yana , bir nechta aylanuvchi o'zgaruvchanlar ham ma'lum bo'lib, ularda yorqinlikning o'zgarihi sirtidagi temperaturaning notekis taqsimoti bilan, yulduz aylanganda yulduz dog'ining ko'rinuvchi tomonga kelishi bilan bog'liq bo'ladi. Bunday yulduzlar yetarlicha umumiy bo'lishi mumkin - umuman olganda bizning Quyosh ham kuchsiz aylanuvchi o'zgaruvchan hisoblanadi. Aylanuvchi o'zgaruvchanlarning eng ma'lum guruhi magnit A yulduzlar hisoblanadi (ya'ni, α2 Canum Venaticorum yulduzlar). Bu yulduzlar yulduz dog'larining ortishiga sabab bo'luvchi kuchli magnit maydonga ega bo'ladi. O'zgaruvchanlarning aylanish davri 1 kundan to 25 kungacha, va amplitudasi 0.1 m a g dan kamroq.

Pulsatsiyalanuvchi O'zgaruvchanlar. Pulsatsiyalanuvchi o'zgaruvchanlarning spektral chiziqlarining to'lqin uzunligi yorqinlik o'zgarishi bilan birga o'zgaradi. (Jadval 13.1). Bu o'zgarishlar Doppler effekti tufayli bo'lib ular yulduzning tashqi qatlamlari shubhasiz pulsatsiyalanadi.

Pulsatsiya davri yulduzning xususiy chastotasiga mos bo'ladi. Xuddi kamertonni urganda u xarakteristik chastota bilan tebrangani kabi, yulduz ham fundamental tebranish chastotasiga ega bo'ladi. Fundamental chastotaga qo'shimcha boshqa chastotalar, overtonlar, ham mavjud bo'lishi mumkin. Kuzatilayotgan yorqinlikning o'zgarishi tebranishlarning barcha modalarining superpozitsiyasi sifatida qarab tushunilishi mumkin. 1920 yillar atrofida ingliz astrofizigi Sir Arthur Eddington ko'rsatdiki, pulsatsiya davri P o'rtacha zichlikning kvadrat ildiziga teskari proportsional bo'ladi.

Yulduzning diametri pulsatsiya paytida ikki marta o'zgarishi mumkin, ammo odatda o'lchamlarning o'zgarishi juda kam bo'ladi. Yorug'lik o'zgarishining asosiy sababi sirt temperaturasining davriy ravishda o'zgarishi hisoblanadi. Yulduzning yorqinligi uning effektiv temperaturasiga sezgir holda bog'liq, L ∝ T_e⁴.

Shunday qilib effektiv temperaturaning kichik o'zgarishlari yorqinlikning katta o'zgarishlariga olib keladi. Odatda, yulduz turg'un gidrostatik muvozanatda bo'ladi. Agar uning tashqi qatlamlari kenggaysa, zichlik va temperatura kamayadi. Bosim u vaqtda kamroq bo'ladi va gravitatsiya kuchi gazni yana qaytadan qiasdi. Ammo, energiya gazning haeakatiga aylanmasdan turib bu tebpanishlar bostiriladi.

Yulduzlar ichki qismidan keladigan nurlanish energiyasi oqimi, agar u gazning kattaroq zichlikli sohalarida yutilganda edi, yulduzlar tebranishlari uchun manba bo'la olardi.

Ammo bu, odatda, gaz qisilganda noshaffoflik haqiqatan ham katta bo'lib qoladigan, vodorod va geliy qisman ionlashgan ionizatsion zonalardan tashqari hol emas. Agar ionizatsion zonalar atmosferaning kerakli chuqurligida joylahgan bo'lsa, ionizatsion zonaning qisilish paytida yutilgan va kengayish paytida ajralgan energiya ossillyatsiyani hosil qilishi mumkin. Sirt tamperaturalari 6000–9000 K bo'lgan yulduzlar bu noturg'unlikka moyil bo'ladilar. HR diagrammaning bunga mo bo'limi cepheid noturg'unlik yo'lakchasi deyuladi.

Cepheidlar. Pulsatsiyalanivchi o'zgaruvchanlarning orasida eng muhimlari cepheidlar bo'lib ular δ Cephei nomiga qo'yilgan. Ular F-K spektral klassning guruh I upergigantlari hisoblanadi (yulduzlar guruhlari 17.2 bo'limda tahlil qilingan). Ularning davri 1–50 kunlarni va ularning amplitudalari 0.1–2.5 miqdorlarni tashkil etadi. Yorug'lik grafigining shakli to'g'ri, tez yorqinlashish va undan keyin sekinroq pasayishni. Cepheidlarning davri va absolyut miqdori(ya'ni yorqinligi) o'rtasida aloqadorlik mavjud bo'lib, u 1912 yilda cepheidlardan Kichik Magellan Bulutida Henrietta Leavitt tomonidan kashf etilgan. Bu davr-yorqinlik bog'lanishdan (Rasm. 6.20) foydalanib yulduzlargacha va yaqinroqdagi galaktikalargacha bo'lgan masofani o'lchash mumkin.