Переменная звезда

Сравнение VLT-Sphere изображений Betelgeuse , сделанных в январе 2019 года и декабре 2019 года, показывающих изменения в яркости и форме. Betelgeuse - это внутренняя переменная звезда.

Переменная звезда - это звезда , чья яркость, как видно из Земли (ее кажущаяся величина ), систематически меняется со временем. Этот вариант может быть вызван изменением излучаемого света или чем -то, частично блокирующим свет, поэтому переменные звезды классифицируются как либо: ^{[ 1 ]}

Внутренние переменные , чья светимость фактически изменяется периодически; Например, потому что звезда набухает и сжимается.
Внешние переменные , кажущиеся изменения в яркости чьи изменения связаны с изменениями количества их света, которые могут достичь земли; Например, потому что у звезды есть вращающийся компаньон, который иногда затмевает его .

Многие, возможно, большинство звезд демонстрируют, по крайней мере, некоторые колебания выход энергии солнца варьируется в светимости: например, примерно на 0,1% в течение 11-летнего солнечного цикла . ^{[ 2 ]}

Открытие

Древний египетский календарь счастливых и неудачных дней, составленных около 3200 лет назад, может быть самым старым историческим документом об открытии переменной звезды, Затмение бинарного алгола . ^{[ 3 ]}^{[ 4 ]}^{[ 5 ]} Также известно, что австралийцы аборигенов наблюдали изменчивость бетельге и антарес , включая эти изменения яркости в повествования, которые передаются через устную традицию. ^{[ 6 ]}^{[ 7 ]}^{[ 8 ]}

Из современных астрономов первая переменная звезда была идентифицирована в 1638 году, когда Йоханнес Холварда заметил, что Омикрон Цети (позже названный Мира) пульсирован в цикле, заняв 11 месяцев; Звезда ранее была описана как Новая Дэвидом Фабрициусом в 1596 году. Это открытие в сочетании с сверхновыми , наблюдаемыми в 1572 и 1604 годах, доказало, что звездное небо не было вечно неизменным, как Аристотель преподавали и другие древние философы. Таким образом, открытие переменных звезд способствовало астрономической революции шестнадцатого и раннего семнадцатого веков.

Второй переменной звездой, которая была описана, была Aclipsing переменная Algol, Geminiano Montanari в 1669 году; Джон Гудрик дал правильное объяснение своей изменчивости в 1784 году. Чи -цигни был идентифицирован в 1686 году Г. Кирхом , затем R Hydrae в 1704 году Г.Д. Маральди . К 1786 году было известно десять переменных звезд. Джон Гудрик сам обнаружил Дельта Сефеи и Бета Лира . С 1850 года число известных переменных звезд быстро увеличилось, особенно после 1890 года, когда стало возможным идентифицировать переменные звезды с помощью фотографии.

В 1930 году астрофизик Сесилия Пейн опубликовала книгу «Звезды высокой светимости» ^{[ 9 ]} в котором она сделала многочисленные наблюдения за переменными звездами, уделяя особое внимание переменным Cepheid . ^{[ 10 ]} Ее анализ и наблюдения за переменными звездами, проведенные с ее мужем Сергеем Гэпскином, заложили основу для всей последующей работы по этому вопросу. ^{[ 11 ]}

Последнее издание общего каталога переменных звезд ^{[ 12 ]} (2008) перечисляет более 46 000 переменных звезд в Млечном Пути, а также 10 000 в других галактиках и более 10 000 «подозреваемых» переменных.

Обнаружение изменчивости

Наиболее распространенные виды изменчивости включают изменения в яркости, но также возникают другие типы изменчивости, в частности, изменения в спектре . Объединяя данные кривой света с наблюдаемыми спектральными изменениями, астрономы часто способны объяснить, почему конкретная звезда является переменной.

Переменные наблюдения звезд

Переменные звезды обычно анализируются с использованием фотометрии , спектрофотометрии и спектроскопии . Измерения их изменений в яркости могут быть построены для получения световых кривых . Для регулярных переменных период изменения и его амплитуда могут быть очень хорошо установлены; Однако для многих переменных звезд эти величины могут медленно варьироваться с течением времени или даже от одного периода к другому. Пиковая яркости в кривой света известна как максимумы, в то время как впадины известны как минимумы.

Астрономы -любители могут провести полезное научное исследование переменных звезд, визуально сравнивая звезду с другими звездами в том же телескопическом поле зрения, о котором величины известны и постоянны. Оценивая величину переменной и отмечая время наблюдения, можно построить визуальный свет. Американская ассоциация переменных наблюдателей звездных наблюдателей собирает такие наблюдения от участников по всему миру и делится данными с научным сообществом.

Из кривой света получены следующие данные:

Являются ли изменения яркости периодическими, полупериодиальными, нерегулярными или уникальными?
Какой период колебаний яркости?
Какова форма кривой света (симметричная или нет, угловая или плавно изменяющая, имеет ли каждый цикл только один или несколько минимумов и т. Д.)?

Из спектра получены следующие данные:

Что такое звезда: какова его температура, класс светимости ( карликовая звезда , гигантская звезда , супергиант и т. Д.)?
Это единственная звезда или бинарный? (Комбинированный спектр бинарной звезды может показать элементы из спектра каждой из звезд членов)
Спектр меняется со временем? (Например, звезда может периодически становиться горячим и прохладнее)
Изменения в яркости могут сильно зависеть от части наблюдаемого спектра (например, большие изменения в видимом свете, но вряд ли какие -либо изменения в инфракрасном)
Если длины волн спектральных линий смещены, это указывает на движения (например, периодическое отек и сокращение звезды, ее вращение, или расширяющуюся газовую оболочку) ( эффект допплера )
Сильные магнитные поля на звезде предают себя в спектре
Аномальные линии излучения или поглощения могут указывать на горячую звездную атмосферу или газовые облака, окружающие звезду.

В очень немногих случаях можно сфотографировать звездный диск. Они могут показывать более темные пятна на его поверхности.

Интерпретация наблюдений

Сочетание кривых света со спектральными данными часто дает ключ к изменениям, которые происходят в переменной звезде. ^{[ 13 ]} Например, доказательства для пульсирующей звезды обнаруживаются в его смещении спектра, потому что ее поверхность периодически движется к нам и от него, с такой же частотой, что и его изменяющаяся яркости. ^{[ 14 ]}

Около двух третей всех переменных звезд, кажется, пульсируют. ^{[ 15 ]} В 1930 -х годах астроном Артур Стэнли Эддингтон показал, что математические уравнения, описывающие внутреннюю часть звезды, могут привести к нестабильности, которая заставляет звезду пульсировать. ^{[ 16 ]} Наиболее распространенный тип нестабильности связан с колебаниями в степени ионизации во внешних конвективных слоях звезды. ^{[ 17 ]}

Когда звезда находится в фазе отека, ее внешние слои расширяются, что заставляет их остыть. Из -за снижения температуры степень ионизации также уменьшается. Это делает газ более прозрачным и, таким образом, облегчает для звезды излучать свою энергию. Это, в свою очередь, заставляет звезду начать сжиматься. По мере того, как газ сжимается, он нагревается, и степень ионизации снова увеличивается. Это делает газ более непрозрачным, и радиация временно запечатлевается в газе. Это нагревает газ дальше, что приводит к тому, что он снова расширится. Таким образом, сохраняется цикл расширения и сжатия (набухание и сокращение). ^{[ Цитация необходима ]}

Известно, что пульсация цефеидов обусловлена колебаниями в ионизации гелия (от HE ⁺⁺ к нему ⁺ И обратно к нему ⁺⁺). ^{[ 18 ]}

Номенклатура

В данном созвездии первые обнаруженные переменные звезды были обозначены буквами R через Z, например , Andromedae . Эта система номенклатуры была разработана Фридрихом В. Аргиландером , который дал первую ранее неназванную переменную в созвездии, букву R, первое письмо, не использованное Bayer . Буквы RR через RZ, SS через SZ, до ZZ используются для следующих открытий, например, RR Lyrae . Позже открытия использовали буквы AA через AZ, BB через BZ и до QQ через QZ (с J опущены). После того, как эти 334 комбинации исчерпаны, переменные пронумерованы в порядке открытия, начиная с префиксированного V335.

Классификация

Переменные звезды могут быть либо внутренними , либо внешними .

Внутренние переменные звезды : звезды, где изменчивость вызвана изменениями в физических свойствах самих звезд. Эта категория можно разделить на три подгруппы.
- Пульсирующие переменные, звезды, радиус, попеременно расширяет и сокращается как часть их естественного эволюционного процесса старения.
- Извергливные переменные, звезды, которые испытывают извержения на своих поверхностях, таких как вспышки или массовые эгиции.
- Катаклизма или взрывные переменные, звезды, которые подвергаются катастрофическим изменениям в своих свойствах, таких как Novae и Supernovae .
Внешние переменные звезды : звезды, где изменчивость вызвана внешними свойствами, такими как вращение или затмения. Есть две основные подгруппы.
- Затмевая двоичные файлы, двойные звезды или планетарные системы , где, как видно из точки зрения Земли, звезды иногда затмевают друг друга, когда они вращаются, или планета затмевает свою звезду.
- Вращающиеся переменные, звезды, изменчивость которых вызвана явлениями, связанными с их вращением. Примерами являются звезды с экстремальными «солнечными пятнами», которые влияют на очевидную яркость или звезды, которые имеют быстрые скорости вращения, заставляющие их стать эллипсоидальной по форме.

Эти подгруппы сами дополнительно разделены на определенные типы переменных звезд, которые обычно названы в честь их прототипа. Например, Dwarf Novae обозначены u Geminorum Stars после первой известной звезды в классе, U Geminorum .

Внутренние переменные звезды

Внутренние типы переменных в диаграмме предпочтений Герца-Русселл

Примеры типов в этих подразделениях приведены ниже.

Пульсирующие переменные звезды

Пульсирующие звезды набухают и сокращаются, влияя на их яркость и спектр. Пульсации, как правило, разделены на: радиальные , где вся звезда расширяется и сокращается в целом; и нерадиал , где одна часть звезды расширяется, в то время как другая часть сжимается.

В зависимости от типа пульсации и ее расположения в пределах звезды существует естественная или фундаментальная частота , которая определяет период звезды. Звезды также могут также пульсировать в гармонике или обертоне , который является более высокой частотой, соответствующей более короткому периоду. периода требуется многочастотный анализ Пульсирующие переменные звезды иногда имеют один четко определенный период, но часто они пульсируют одновременно с множественными частотами, и для определения отдельных межфильмов . В некоторых случаях пульсации не имеют определенной частоты, вызывая случайное изменение, называемое стохастическим . Изучение звездных интерьеров, использующих их пульсации, известно как астеросезология .

Фаза расширения пульсации вызвана блокированием внутреннего потока энергии материалом с высокой непрозрачностью, но это должно происходить на определенной глубине звезды для создания видимых пульсаций. Если расширение происходит ниже конвективной зоны, то на поверхности не будет видно изменений. Если расширение происходит слишком близко к поверхности, восстанавливающая сила будет слишком слабой, чтобы создать пульсацию. Восстановительную силу для создания фазы сокращения пульсации может быть давлением, если пульсация возникает в негативном слое глубоко внутри звезды, и это называется акустической или давлением пульсации, сокращенного до P-режима . В других случаях сила восстановления является гравитацией , и это называется G-режим . Пульсирующие переменные звезды обычно пульсируют только в одном из этих режимов.

Ceppides и Rapid-подобные переменные

Эта группа состоит из нескольких видов пульсирующих звезд, все это обнаруженных на полосе нестабильности , которые очень регулярно уменьшаются, вызванные собственным массовым резонансом звезды , как правило, фундаментальной частотой . Как правило, механизм клапана Эддингтон для пульсирующих переменных, как полагают, учитывает пульсации, подобные цефеиду. Каждая из подгрупп на полосе нестабильности имеет фиксированную связь между периодом и абсолютной величиной, а также связь между периодом и средней плотностью звезды. Отношение периода и и-силой была впервые установлена для дельта-цефеидов Генриеттой Ливиттом и делает эти цефейды с высокой светимость очень полезными для определения расстояний для галактик в местной группе и за ее пределами. Эдвин Хаббл использовал этот метод, чтобы доказать, что так называемые спиральные туманности на самом деле являются отдаленными галактиками.

Цефеиды названы только для Delta Cephei , в то время как совершенно отдельный класс переменных назван в честь Beta Cephei .

Классические тонкие переменные

Классическими цефеидами (или дельта -переменными Cephei) являются популяция I (молодая, массивная и светящаяся) желтые супергиганты, которые подвергаются пульсациям с очень регулярными периодами в порядке от дни до месяцев. 10 сентября 1784 года Эдвард Пиготт обнаружил изменчивость Eta aquilae , первого известного представителя класса переменных Cepheid. Тем не менее, тезка для классических цефеидов является звездной дельтой Cephei , которая обнаружилась, чтобы быть переменным Джоном Гудрикке через несколько месяцев.

Тип II CeHeperts

Цефеиды типа II (исторически называемые звездами Вирджини) имеют чрезвычайно регулярные световые пульсации и отношение светимости, очень похожее на переменные Δ cephei, поэтому изначально они были запутаны с последней категорией. Звезды Cepheids II типа принадлежат к пожилым звездам II , чем кефеиды типа I. Тип II обладает несколько более низкой металличностью , гораздо более низкой массой, несколько более низкой светимость и немного смещенной периоды и отношения светимости, поэтому всегда важно знать, какой тип звезды наблюдается.

Rr lyrae переменные

Эти звезды несколько похожи на цефеиды, но не такие яркие и имеют более короткие периоды. Они старше цепейды типа I, принадлежащие к популяции II , но с более низкой массой, чем цефейды типа II. Из -за их общего происшествия в глобулярных кластерах они иногда называют кластерными цефеидами . У них также есть хорошо установленные отношения периода-и-и-силой, и поэтому они также полезны в качестве индикаторов расстояния. Эти звезды A-типа варьируются примерно на 0,2–2 величин (от 20% до более чем 500% изменения светимости) в течение нескольких часов до дня или более.

Delta Scuti переменные

Переменные Delta Scuti (Δ SCT) похожи на цефеиды, но намного слабее и с гораздо более короткими периодами. Когда -то они были известны как карликовые цефейды . Они часто показывают много наложенных периодов, которые объединяются, образуя чрезвычайно сложную кривую света. Типичная Δ Scuti Star имеет амплитуду 0,003–0,9 величин (от 0,3% до примерно 130% изменения светимости) и период 0,01–0,2 дня. Их спектральный тип обычно находится между A0 и F5.

SX Phoenix переменные

Эти звезды спектрального типа A2 до F5, похожие на переменные Scuti, находятся в основном в глобулярных кластерах. Они демонстрируют колебания своей яркости в порядке 0,7 величины (около 100% изменение светимости) или примерно каждые 1-2 часа.

Быстро колебания переменных AP

Эти звезды спектрального типа A или иногда F0, подкласс Δ Scuti-переменных, обнаруженных в основной последовательности. Они имеют чрезвычайно быстрые различия с периодами нескольких минут и амплитудами нескольких тысяч магнитудов.

Длинные переменные

Долгое период переменных - это крутые эволюционированные звезды, которые пульсируют с периодами в диапазоне недель до нескольких лет.

Mira variables

Переменные MIRA - это асимптотическая гигантская ветвь (AGB) Красные Гиганты. В течение периодов много месяцев они исчезают и осветляют на 2,5 до 11 величин , что в 6 до 30 000 раз изменение светимости. Сама Мира , также известная как Omicron Ceti (ο CET), варьируется в яркости от почти 2 -й величины до такой же 10 -й величины с периодом примерно 332 дня. Очень большие визуальные амплитуды в основном связаны с изменением выходной энергии между визуальным и инфракрасным, как температура звезды изменяется. В некоторых случаях переменные MIRA показывают драматические изменения периода в течение десятилетий, которые, как считается, связаны с тепловым импульсным циклом самых передовых звезд AGB.

Полурегулярные переменные

Это красные гиганты или супергианты . Семирегулярные переменные могут показывать определенный период иногда, но чаще показывают менее четко определенные вариации, которые иногда могут быть разрешены в течение нескольких периодов. Хорошо известным примером полурегулярной переменной является Betlelgeuse , которая варьируется от примерно величин от +0,2 до +1,2 (изменение коэффициента 2.5). По крайней мере, некоторые из полурегулярных переменных очень тесно связаны с переменными MIRA, возможно, единственное отличие, которое пульсирует в другой гармонике.

Медленные нерегулярные переменные

Это красные гиганты или супергианты с небольшим или без обнаруживаемой периодичности. Некоторые из них плохо изучены полурегулярные переменные, часто с несколькими периодами, но другие могут быть просто хаотичными.

Длинные переменные вторичного периода

Многие переменные красные гиганты и супергиганты демонстрируют вариации от нескольких сотен до нескольких тысяч дней. Яркость может измениться на несколько величин, хотя она часто намного меньше, с более быстрыми первичными вариациями наложены. Причины такого типа вариаций не понятны, по -разному приписывая пульсации, бинарие и ротация звезд. ^{[ 19 ]}^{[ 20 ]}^{[ 21 ]}

Бета -Cephei переменные

Бета Cephei (β CEP) переменные (иногда называемые переменными Beta Canis Majoris , особенно в Европе) ^{[ 22 ]} Проходят короткие периоды пульсации в порядке 0,1–0,6 дня с амплитудой 0,01–0,3 величин (изменение светимости от 1% до 30%). Они самые яркие во время минимального сокращения. Многие звезды такого рода демонстрируют многочисленные периоды пульсации. ^{[ 23 ]}

Медленно пульсирующие звезды B-типа

Медленно пульсирующие звезды B (SPB) являются горячими звездами основной последовательности, немного менее светящимися, чем звезды Beta Cephei, с более длинными периодами и большими амплитудами. ^{[ 24 ]}

Очень быстро пульсирующие горячие (поддольные б) звезды

Прототипом этого редкого класса является V361 Hydrae , 15 -й величиной Subdwarf B Star . Они пульсируют с периодами нескольких минут и могут одновременно пульсировать с несколькими периодами. У них есть амплитуды нескольких сотых величин и получают аббревиатуру GCVS RPHS. Это P-мод -пульсаторы. ^{[ 25 ]}

PV Telescopii переменные

Звезды в этом классе - это супергианты типа BP с периодом 0,1–1 дня и амплитудой в среднем 0,1 величины. Их спектры своеобразны, имея слабый водород, в то время как, с другой стороны, углерод и гелиевые линии очень сильны, тип экстремальной гелиевой звезды .

Rv tauri переменные

Это желтые звезды Supergiant (на самом деле низко массовые звезды после агба на самой яркой стадии их жизни), которые имеют чередующиеся глубокие и мелкие минимумы. Этот двойной вариацию обычно содержит периоды 30–100 дней и амплитуды 3–4 величин. Наложенные на этот вариант, могут быть долгосрочные изменения в течение нескольких лет. Их спектры имеют тип F или G при максимальном свете и типа K или M при минимальной яркости. Они лежат рядом с полосой нестабильности, более прохладные, чем цефейды типа I, более светящиеся, чем цефеиды типа II. Их пульсации вызваны теми же основными механизмами, связанными с непрозрачностью гелия, но они находятся на совершенно другой стадии своей жизни.

Альфа -цигни переменные

Альфа -цигни (α -циг) переменные представляют собой нерадиально пульсирующие супергиганты спектральных классов B _EP в _EP IA. Их периоды варьируются от нескольких дней до нескольких недель, а их амплитуды вариации обычно составляют порядок 0,1 величин. Изменения света, которые часто кажутся нерегулярными, вызваны суперпозицией многих колебаний с близкими периодами. Денеб , в созвездии Cygnus является прототипом этого класса.

Переменная гамма -дорадус

Переменные Gamma Doradus (γ DOR) представляют собой нерадиально пульсирующие звезды основной последовательности спектральных классов F до позднего A. Их периоды составляют около одного дня, а их амплитуды обычно в порядке 0,1 величин.

Пульсирующие белые карлики

Эти нерадиально пульсирующие звезды имеют короткие периоды сотен до тысяч секунд с крошечными колебаниями от 0,001 до 0,2 величин. Известные типы пульсирующего белого карлика (или до-белого карлика) включают в себя DAV , или ZZ Ceti , звезды, с доминируемыми водородом атмосферами и DA спектрального типа; ^{[ 26 ]} DBV , или V777 ее , звезды, с атмосферами, с доминирующим гелием, и DB спектрального типа; ^{[ 27 ]} и GW Vir Stars, с атмосферами, в которых преобладает гелий, углерод и кислород. Звезды GW Vir могут быть разделены на DOV и PNNV . звездами ^{[ 28 ]}^{[ 29 ]}

Солнечные колебания

Солнце . колеблется с очень низкой амплитудой в большом количестве мод, имеющих периоды около 5 минут Изучение этих колебаний известно как гелиосезология . Колебания на солнце стохастически движутся конвекцией во внешних слоях. Термин «солнечные колебания» используется для описания колебаний в других звездах, которые возбуждены одинаково, и изучение этих колебаний является одной из основных областей активного исследования в области астосезиизма .

Блап переменные

Синий пульсатор с большой амплитудой (BLAP) представляет собой пульсирующую звезду, характеризующуюся изменениями от 0,2 до 0,4 величин с типичными периодами от 20 до 40 минут.

Быстро желтые пульсирующие супергианты

Быстрый желтый пульсирующий сверхгигант (FYPS) представляет собой светящийся желтый сверхгигант с пульсациями короче, чем день. Считается, что они развивались за пределами красной супергиантной фазы, но механизм пульсаций неизвестен. Класс был назван в 2020 году путем анализа наблюдений TESS . ^{[ 30 ]}

Извергнутые переменные звезды

Звезды извергнутых переменных показывают нерегулярные или полурегулярные изменения яркости, вызванные материалом, потерянным со звезды, или в некоторых случаях нарастают к нему. Несмотря на имя, это не взрывные события.

Протостары

Протостары - это молодые объекты, которые еще не завершили процесс сокращения от газовой туманности до настоящей звезды. Большинство протостаров демонстрируют нерегулярные изменения яркости.

Хербиг аэ/быть звездами

Считается, что изменчивость более массивной (2–8 солнечной массы) Herbig AE/BE Stars обусловлена газообразными скоплениями, вращающимися на термозвездательных дисках.

Орион переменные

Переменные Orion-это молодые, горячие звезды до-майны, обычно встроенные в туманность. У них нерегулярные периоды с амплитудами нескольких величин. Хорошо известный подтип переменных Orion-это переменные t tauri . Изменчивость звезд Т Таури обусловлена пятнами на звездной поверхности и газообразными комки, вращающимися на терминозвездных дисках.

Фу Орионис переменные

Эти звезды находятся в отражении туманности и показывают постепенное увеличение их светимости в порядке 6 величин, за которыми следует продолжительную фазу постоянной яркости. Затем они смягчают 2 величины (шесть раз диммер) или около того в течение многих лет. V1057 Cygni , например, погружен на 2,5 величину (десять раз диммер) в течение одиннадцатилетнего периода. Переменные Fu Orionis имеют спектральный тип A до G и, возможно, являются эволюционной фазой в жизни звезд T Tauri .

Гиганты и супергианты

Большие звезды теряют свое дело относительно легко. По этой причине изменчивость из -за извержений и потери массы довольно распространена среди гигантов и супергиантов.

Светящиеся синие переменные

Также известные как переменные S Doradus , самые яркие известные звезды принадлежат этому классу. Примеры включают гипергианты η carinae и p Cygni . Они имеют постоянную высокую потерю массы, но с интервалом лет внутренние пульсации заставляют звезду превышать свой предел Эддингтона, а потеря массы значительно увеличивается. Визуальная яркость увеличивается, хотя общая светимость в значительной степени неизменна. Гигантские извержения, наблюдаемые в нескольких LBV, действительно увеличивают светимость, настолько, что они были помечены самозванками сверхновой и могут быть другим типом события.

Желтые гипергианты

Эти массивные развитые звезды нестабильны из -за их высокой светимости и положения над полосой нестабильности, и они демонстрируют медленные, но иногда большие фотометрические и спектроскопические изменения из -за высокой потери массы и случайных более крупных извержений в сочетании с светским изменением на наблюдаемом временном шкале. Самым известным примером является Rho Cassiopeiae .

R coronae borealis переменные

Несмотря на то, что эти звезды классифицируются как извергающие переменные, не подвергаются периодическому увеличению яркости. Вместо этого они проводят большую часть своего времени с максимальной яркостью, но через нерегулярные интервалы они внезапно исчезают на 1–9 величинах (от 2,5 до 4000 раз диммер), прежде чем восстанавливаться до своей первоначальной яркости в течение нескольких месяцев до многих лет. Большинство классифицируются как желтые супергианты по светимости, хотя они на самом деле являются звездными звездами, но есть как красные, так и синие гигантские звезды R CRB. R Coronae Borealis (R CRB) является звездой прототипа. Переменные Dy Persei являются подклассом переменных R CRB, которые имеют периодическую изменчивость в дополнение к их извержениям.

Волк -Райет переменные

Классическая популяция I Wolf -Rayet Stars - это массивные горячие звезды, которые иногда демонстрируют изменчивость, вероятно, из -за нескольких различных причин, включая бинарные взаимодействия и вращающиеся газовые комки вокруг звезды. Они демонстрируют широкие спектры линий излучения с гелием , азотом , углеродом и кислородом . Вариации в некоторых звездах кажутся стохастическими, в то время как другие показывают несколько периодов.

Gamma Cassiopeiae переменные

Gamma Cassiopeiae (γ CAS)-это не-супергиантные звезды линии линии линии класса B-класса B, которые нерегулярно колеблются до 1,5 величин (в 4-кратном изменении светимости) из-за выброса материи в их экваториальных областях, вызванных быстрым вращательная скорость.

Вспышки звезд

В главной последовательности главная изменчивость извержения является исключительной. Он распространен только среди звезд вспышки , также известных как ультрафиолетовые переменные CETI , очень слабые звезды основной последовательности, которые подвергаются регулярным вспышкам. Они увеличиваются в яркости до двух величин (в шесть раз ярче) всего за несколько секунд, а затем исчезают до нормальной яркости через полчаса или меньше. Несколько близлежащих красных карликов являются звездами Flare, в том числе Proxima Centauri и Wolf 359 .

RS Dog Virables

Это близкие бинарные системы с высоко активными хромосферами, включая огромные солнечные пятна и вспышки, которые, как полагают, усиливаются близким компаньоном. Шкалы изменчивости варьируются от дней, близко к орбитальному периоду, а иногда и с затмениями, до годов, поскольку активность солнечного пятна варьируется.

Катаклизма или взрывные переменные звезды

Сверхновые

Сверхновые являются наиболее драматичным типом катастрофической переменной, являющиеся одними из самых энергичных событий во вселенной. Сверхновая может кратко излучать столько энергии, как и целая галактика , осветляя более чем 20 величин (более ста миллионов раз ярче). Взрыв сверхновой вызван белым карликом или звездным ядром, достигающим определенного предела массы/плотности, предела Чандрасекхара , в результате чего объект обрушился на долю секунды. Это обрушивается «отскочим» и заставляет звезду взорваться и излучать это огромное количество энергии. Внешние слои этих звезд поражены на скорости многих тысяч километров в секунду. Изгнанное вещество может образовывать туманности, называемые остатками сверхновой . Хорошо известным примером такой туманности является туманность крабов , оставленная от сверхновой, которая наблюдалась в Китае и в других местах в 1054 году. Объект-предшественник может либо полностью распаться в взрыве, либо в случае массовой звезды, ядро может стать нейтронной звездой (как правило пульсар ) или черная дыра .

Сверхновые могут возникнуть в результате смерти чрезвычайно массивной звезды, много раз тяжелее солнца. В конце жизни этой массивной звезды некалевие железное ядро образуется из слияния пепла. Это железное ядро выдвигается в сторону предела Чандрасекхара, пока оно не превзойдет его и, следовательно, рухнет. Одним из наиболее изученных сверхновых такого типа является SN 1987a в большом магеллановом облаке .

Сверхновая также может быть результатом массового передачи на белый карлик от звездного компаньона в двойной звездной системе. Предел Чандрасекхара превышается из -за инфлярирующей материи. Абсолютная светимость этого последнего типа связана со свойствами его световой кривой, так что эти сверхновые можно использовать для установления расстояния до других галактик.

Светящаяся красная нова

Светящиеся красные новы - это звездные взрывы, вызванные слиянием двух звезд. Они не связаны с классическими новами . У них характерный красный вид и очень медленный снижение после начального вспышки.

Новый

Novae также являются результатом драматических взрывов, но в отличие от сверхновых не приводят к разрушению звезды -предшественника. Также в отличие от Supernovae, Novae воспламеняют от внезапного начала термоядерного слияния, которое в определенных условиях высокого давления ( вырожденное вещество ) ускоряется взрывча. Они формируются в близких бинарных системах , одним из компонентов является белый карликовый аккреционный вопрос от другого обычного компонента звезды, и может повторяться в течение десятилетий до столетия или тысячелетия. Novae классифицируются как быстрые , медленные или очень медленные , в зависимости от поведения их световой кривой. несколько Naked Eye Было записано Novae, Nova Cygni 1975 - самый яркий в недавней истории, достигая 2 -й величины.

Карликовая нова

Dwarf Novae - это двойные звезды, включающие белый карлик , в котором передача материи между компонентом порождает регулярные вспышки. Есть три типа карликовых нова:

U Geminorum Stars , у которых есть вспышки, длится примерно 5–20 дней, за которыми следовали тихие периоды, как правило, несколько сотен дней. Во время взрыва они обычно украшают на 2–6 величин. Эти звезды также известны как переменные SS Cygni после переменной в Cygnus , которая производит среди самых ярких и наиболее частых дисплеев этого типа переменной.
Z Camelopardalis звезд , в которых случайные плато яркости называют стоячими стадиями, частично между максимальной и минимальной яркостью.
Su Ursae Majoris Stars , которые подвергаются частым небольшим вспышкам, так и более редкие, но более крупные супер -взрывы . Эти бинарные системы обычно имеют орбитальные периоды менее 2,5 часов.

DQ Hercules переменные

Системы DQ Herculis взаимодействуют двоичные файлы, в которых звезда с низкой массой передает массу высоко магнитному белому карлику. Период спинового периода белого карла значительно короче, чем бинарный орбитальный период, и иногда может быть обнаружен как фотометрическая периодичность. Аккреционный диск обычно образуется вокруг белого карлика, но его внутренние области магнитно усекаются белым карлом. После захвата магнитным полем белого карлика материал с внутреннего диска перемещается вдоль линий магнитного поля, пока он не накапливается. В крайних случаях магнетизм белого карлика предотвращает образование аккреционного диска.

Ам переменные Геркулеса

В этих катастрофических переменных магнитное поле белого карлика настолько сильнее, что синхронизирует период спинового периода белого карла с бинарным орбитальным периодом. Вместо формирования аккреционного диска, аккреционный поток направляется вдоль линий магнитного поля белого карлика, пока не повлияет на белый карлик вблизи магнитного полюса. Циклотроновое излучение, сияющее из аккреционной области, может вызвать орбитальные изменения нескольких величин.

Z andromedae переменные

Эти симбиотические бинарные системы состоят из красного гиганта и горячей синей звезды, охваченной в облаке газа и пыли. Они подвергаются вспышкам, подобным Nova с амплитудами до 4 величин. Прототип для этого класса - Z Andromedae .

AM CVN переменные

Переменные AM CVN-это симбиотические двоичные файлы, где белый карлик нарастает материал, богатый гелием, либо из другого белого карлика, звезды гелия или эволюционной звезды основной последовательности. Они подвергаются сложным вариациям, или иногда без изменений, с ультрастаточными периодами.

Внешние переменные звезды

Есть две основные группы внешних переменных: вращающиеся звезды и затмение звезд.

Вращающиеся переменные звезды

Звезды со значительными солнечными пятнами могут демонстрировать значительные вариации яркости, когда они вращаются, и приведены более яркие участки поверхности. Яркие пятна также встречаются на магнитных полюсах магнитных звезд. Звезды с эллипсоидальными формами могут также демонстрировать изменения в яркости, поскольку они представляют различные области своих поверхностей для наблюдателя. ^{[ 31 ]}

Несферические звезды

Эллипсоидальные переменные

Это очень близкие двоичные файлы, компоненты которых не сферичны из-за их приливного взаимодействия. Когда звезды вращают область их поверхности, представленную в направлении изменений наблюдателя, и это, в свою очередь, влияет на их яркость, как видно из Земли.

Звездные пятна

Поверхность звезды не является равномерно яркой, но имеет более темные и яркие участки (например, солнечные пятна солнца ). звезды Хромосфера тоже может варьироваться в яркости. Когда звезда вращается, мы наблюдаем изменения яркости нескольких десятых величин.

FK Coma Berenices переменные

Световые кривые для FK Comae Berenices. Основной график показывает краткосрочную изменчивость, нанесенную из *TESS ;* данных ^{[ 32 ]} Вставка, адаптирована из Panov и Dimitrov (2007), ^{[ 33 ]} показывает долгосрочную изменчивость.

Эти звезды вращаются чрезвычайно быстро (~ 100 км/с на экваторе ); Следовательно, они имеют эллипсоидальную форму. Это (по -видимому,) одиночные гигантские звезды с спектральными типами G и K и показывают сильные хромосферного линии излучения . Примерами являются FK Com , V1794 Cygni и UZ Librae . Возможное объяснение быстрого вращения звезд Comae FK заключается в том, что они являются результатом слияния бинарного (контактного) бинарного . ^{[ 34 ]}

От Draconis переменные звезды

От Draconis Stars имеют спектральный класс K или M и варьируются менее чем на 0,5 величины (изменение светимости на 70%).

Магнитные поля

Альфа ² Собаки Венетических переменных

Альфа ² Охотники за собаками (α ² CVN) переменные являются главными звездами последовательности спектрального класса B8-A7, которые показывают колебания магнитов от 0,01 до 0,1 (от 1% до 10%) из-за изменений в их магнитных полях.

SX RAM переменные

Звезды в этом классе демонстрируют колебания яркости около 0,1 величины, вызванные изменениями в их магнитных полях из -за высоких скоростей вращения.

Оптически переменные пульсары

Немногие пульсары были обнаружены в видимом свете . Эти нейтронные звезды меняются в яркости, когда они вращаются. Из -за быстрого вращения изменения яркости чрезвычайно быстры, от миллисекундов до нескольких секунд. Первый и самый известный пример - крабовый пульсар .

Затмевает двоичные файлы

Внешние переменные имеют различия в их яркости, как видно на наземных наблюдателях, из -за некоторого внешнего источника. Одной из наиболее распространенных причин этого является присутствие бинарной сопутствующей звезды, так что они вместе образуют бинарную звезду . Когда замечена с определенных углов, одна звезда может затмить другую, вызывая снижение яркости. Одним из наиболее известных затмений двоичных файлов является алгол или бета -перси (β per).

Алгол переменные

Алгол -переменные подвергаются затмениям с одним или двумя минимальными, разделенными периодами почти постоянного света. Прототип этого класса является алгол в созвездий Персей .

Двойные периодические переменные

Двойные периодические переменные демонстрируют циклический массовый обмен, который приводит к тому, что орбитальный период варьируется предсказуемо в течение очень длительного периода. Самым известным примером является V393 Scorpii .

Бета -лира переменные

Бета -лира (β -лир) переменные - это чрезвычайно близкие двоичные файлы, названные в честь звезды Шеляк . Кривые света этого класса переменных затмения постоянно меняются, что делает практически невозможным определение точного начала и конца каждого затмения.

W певец переменные

W Serpentis-это прототип класса полуоткрытых двоичных файлов, включая гигантский или супергиантный передачу материала в массивную более компактную звезду. Они охарактеризованы и отличаются от аналогичных систем β -LYR, сильным ультрафиолетовым излучением из горячих точек акций на диске материала.

W ursae mayor переменные

Звезды в этой группе показывают периоды менее чем за день. Звезды так близко расположены друг к другу, что их поверхности почти находятся в контакте друг с другом.

Планетарные транзиты

Звезды с планетами также могут показывать вариации яркости, если их планеты проходят между Землей и звездой. Эти вариации намного меньше, чем те, которые наблюдаются у звездных компаньонов, и обнаруживаются только с чрезвычайно точными наблюдениями. Примеры включают HD 209458 и GSC 02652-01324 , а также все планеты и кандидаты на планеты, обнаруженные миссией Кеплера .

Смотрите также

Ссылки

^ Алексев, Борис В. (2017-01-01), Алексев, Борис В. (ред.), «Глава 7-Нелокальная теория переменных звезд» , Нелокальная астрофизика , Elsevier, pp. 321–377, doi : 10.1016/b978. -0-444-64019-2.00007-7 , ISBN 978-0-444-64019-2 Получено 2023-06-06
^ Fröhlich, C. (2006). «Изменчивость солнечного излучения с 1978 года». Обзоры космических наук . 125 (1–4): 53–65. Bibcode : 2006ssrv..125 ... 53f . doi : 10.1007/s11214-006-9046-5 . S2CID 54697141 .
^ Porceddu, S.; Jetsu, L.; Lyytinen, J.; Kajatkari, P.; Lehtinen, J.; Markkanen, T.; и др. (2008). «Свидетельство периодичности в древних египетских календарях счастливых и несчастливых дней» . Кембриджский археологический журнал . 18 (3): 327–339. Bibcode : 2008 Carcj..18..327p . doi : 10.1017/s0959774308000395 . S2CID 162969143 .
^ Jetsu, L.; Porceddu, S.; Lyytinen, J.; Kajatkari, P.; Lehtinen, J.; Markkanen, T.; и др. (2013). «Древние египтяне зафиксировали период затмения бинарного алгола - бушующий?». Астрофизический журнал . 773 (1): A1 (14pp). Arxiv : 1204.6206 . Bibcode : 2013Apj ... 773 .... 1J . doi : 10.1088/0004-637x/773/1/1 . S2CID 119191453 .
^ Jetsu, L.; Porceddu, S. (2015). «Изменение вех естественных наук: древнеегипетское открытие периода Алгола подтвердило» . Plos один . 10 (12): E.0144140 (23pp). Arxiv : 1601.06990 . BIBCODE : 2015PLOSO..1044140J . doi : 10.1371/journal.pone.0144140 . PMC 4683080 . PMID 26679699 .
^ Hamacher, DW (2018). «Наблюдения за красно-гигантскими переменными звездами аборигенов австралийцев» . Австралийский журнал антропологии . 29 (1): 89–107. Arxiv : 1709.04634 . Bibcode : 2018aujan..29 ... 89h . doi : 10.1111/taja.12257 . HDL : 11343/293572 . S2CID 119453488 .
^ Schaefer, Be (2018). «Да, аборигены австралийцы могут и действительно обнаружили изменчивость бетельге» . Журнал астрономической истории и наследия . 21 (1): 7–12. Arxiv : 1808.01862 . doi : 10.3724/sp.j.1440-2807.2018.01.02 . S2CID 119209432 .
^ Хамахер, DW (2022). Первые астрономы . Сидней: Аллен и Unwin. С. 144–166. ISBN 9781760877200 .
^ Пейн, Сесилия Х. (1930). Звезды высокой светимости . Университет Османии, Цифровая библиотека Индии. McGraw Hill Book Company Inc.
^ «Сесилия Пейн-Гапошкин | Британский астроном и профессор Гарварда | Британия» . www.britannica.com . Получено 2024-08-10 .
^ Тернер, J (16 марта 2001 г.). «Сесилия Хелена Пейн-Гапочкин» . Вклад женщин 20 -го века в физику . Архивировано из оригинала 12 октября 2012 года.
^ Самус, NN; Kazarovets, EV; Durlevich, OV (2001). «Общий каталог переменных звезд». Одесса астрономические публикации . 14 : 266. Bibcode : 2001OAP .... 14..266s .
^ «Переменная звездная классификация и кривые света» (PDF) . Получено 15 апреля 2020 года .
^ «OpenStax: астрономия | 19.3 переменные звезды: один ключ к космическим расстояниям | Top Hat» . Tophat.com . Получено 2020-04-15 .
^ Burnell, S. Jocelyn Bell (2004-02-26). Введение в солнце и звезды . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-54622-5 .
^ Местель, Леон (2004). "2004Jahh .... 7 ... 65M Page 65" . Журнал астрономической истории и наследия . 7 (2): 65. Bibcode : 2004jahh .... 7 ... 65M . doi : 10.3724/sp.j.1440-2807.2004.02.01 . S2CID 256563765 . Получено 2020-04-15 .
^ Кокс, JP (1967). "1967iaus ... 28 .... 3C Page 3" . Аэродинамические явления в звездной атмосферах . 28 : 3. Bibcode : 1967iaus ... 28 .... 3c . Получено 2020-04-15 .
^ Кокс, Джон П. (1963). "1963Apj ... 138..487c Page 487" . Астрофизический журнал . 138 : 487. Bibcode : 1963apj ... 138..487c . doi : 10.1086/147661 . Получено 2020-04-15 .
^ Мессина, Серхио (2007). «Доказательства пульсационного происхождения длинных вторичных периодов: красная супергиантная звезда V424 LAC (HD 216946)». Новая астрономия . 12 (7): 556–561. Bibcode : 2007newa ... 12..556m . doi : 10.1016/j.newast.2007.04.002 .
^ Сосиньский И. (2007). «Длительные второстепенные периоды и бинария в красных гигантских звездах». Астрофизический журнал . 660 (2): 1486–1491. Arxiv : Astro-ph/0701463 . Bibcode : 2007Apj ... 660.1486S . doi : 10.1086/513012 . S2CID 2445038 .
^ Оливье, EA; Вуд, PR (2003). «О происхождении длинных вторичных периодов в полурегулярных переменных». Астрофизический журнал . 584 (2): 1035. Bibcode : 2003Apj ... 584.1035O . Citeseerx 10.1.1.514.3679 . doi : 10.1086/345715 . S2CID 40373007 .
^ Переменная звезда сезона, зима 2005: Бета-Сефеи Звезды и их родственники архивировали 2010-06-15 в The Wayback Machine , Джон Перси, Aavso . Доступ 2 октября 2008 года.
^ Леш, младший; Aizenman, ML (1978). «Статус наблюдений звезд бета -цефея». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 16 : 215–240. Бибкод : 19788 и A..16..215L . doi : 10.1146/annurev.aa.16.090178.001243 .
^ De Cat, P. (2002). «Обзор наблюдений пульсаций у звезд β -CEP и медленно пульсирующих B -звезд (приглашенная бумага)». Радиальные и нерадиальные пульсации как зонды звездной физики . 259 : 196. Bibcode : 2002aspc..259..196d .
^ Килкенни Д. (2007). «Пульсирующие горячие поддоны - обзор наблюдений» . Коммуникации в астеросеизмологии . 150 : 234–240. Bibcode : 2007coast.150..234K . doi : 10.1553/CIA150S234 .
^ Koester, D.; Chanmugam, G. (1990). «Обзор: физика белых звезд карлика» . Отчеты о прогрессе в физике . 53 (7): 837. Bibcode : 1990rpph ... 53..837k . doi : 10.1088/0034-4885/53/7/001 . S2CID 122582479 .
^ Мердин, Пол (2002). Энциклопедия астрономии и астрофизики . Bibcode : 2002eaa..book ..... m . ISBN 0-333-75088-8 .
^ Quirion, P.-O.; Фонтейн, Г.; Brassard, P. (2007). «Сопоставление доменов нестабильности GW Vir Stars на эффективной гравитационной диаграмме температурной поверхности» . Астрофизическая серия дополнений . 171 (1): 219–248. Bibcode : 2007apjs..171..219q . doi : 10.1086/513870 .
^ Нагель, Т.; Вернер К. (2004). «Обнаружение нерадиальных пульсаций G-моде в недавно обнаруженной PG 1159 Star He 1429-1209». Астрономия и астрофизика . 426 (2): L45. Arxiv : Astro-ph/0409243 . Bibcode : 2004a & A ... 426L..45n . doi : 10.1051/0004-6361: 200400079 . S2CID 9481357 .
^ Дорн-Уолленштейн, Тревор З.; Левеск, Эмили М.; Neugent, Kathryn F.; Давенпорт, Джеймс Ра; Моррис, Бретт М.; Гуткин, Кейн (2020). «Краткосрочная изменчивость развитых массивных звезд с Tess II: новый класс прохладных, пульсирующих супергигант» . Астрофизический журнал . 902 (1): 24. Arxiv : 2008.11723 . Bibcode : 2020APJ ... 902 ... 24d . doi : 10.3847/1538-4357/ABB318 . S2CID 221340538 .
^ «Вращающиеся переменные: картирование поверхностей звезд | aavso» . www.aavso.org . Получено 2023-12-12 .
^ «Мачта: Архив Барбары А. Микульски для космических телескопов» . Научный институт космического телескопа . Получено 8 декабря 2021 года .
^ Panov, K.; Димитров Д. (май 2007). «Долгосрочное фотометрическое исследование FK Comae Berenices и HD 199178» . Астрономия и астрофизика . 467 (1): 229–235. Bibcode : 2007a & A ... 467..229p . doi : 10.1051/0004-6361: 20065596 . S2CID 120275241 .
^ Ливио, Марио; Сокер, Ноам (июнь 1988 г.). «Общая фаза оболочки в эволюции бинарных звезд». Астрофизический журнал . 329 : 764. Bibcode : 1988apj ... 329..764L . doi : 10.1086/166419 .

Библиография

Эддингтон, как; Plakidis, S. (1929). «Нерворы периода длительного периода переменных звезд» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 90 (1). Лондон, Великобритания: 65–71. doi : 10.1093/mnras/90.1.65 . Получено 17 февраля 2023 года .

Внешние ссылки

[1] Алексев, Борис В. (2017-01-01), Алексев, Борис В. (ред.), «Глава 7-Нелокальная теория переменных звезд» , Нелокальная астрофизика , Elsevier, pp. 321–377, doi : 10.1016/b978. -0-444-64019-2.00007-7 , ISBN 978-0-444-64019-2 Получено 2023-06-06

[2] Fröhlich, C. (2006). «Изменчивость солнечного излучения с 1978 года». Обзоры космических наук . 125 (1–4): 53–65. Bibcode : 2006ssrv..125 ... 53f . doi : 10.1007/s11214-006-9046-5 . S2CID 54697141 .

[3] Porceddu, S.; Jetsu, L.; Lyytinen, J.; Kajatkari, P.; Lehtinen, J.; Markkanen, T.; и др. (2008). «Свидетельство периодичности в древних египетских календарях счастливых и несчастливых дней» . Кембриджский археологический журнал . 18 (3): 327–339. Bibcode : 2008 Carcj..18..327p . doi : 10.1017/s0959774308000395 . S2CID 162969143 .

[4] Jetsu, L.; Porceddu, S.; Lyytinen, J.; Kajatkari, P.; Lehtinen, J.; Markkanen, T.; и др. (2013). «Древние египтяне зафиксировали период затмения бинарного алгола - бушующий?». Астрофизический журнал . 773 (1): A1 (14pp). Arxiv : 1204.6206 . Bibcode : 2013Apj ... 773 .... 1J . doi : 10.1088/0004-637x/773/1/1 . S2CID 119191453 .

[5] Jetsu, L.; Porceddu, S. (2015). «Изменение вех естественных наук: древнеегипетское открытие периода Алгола подтвердило» . Plos один . 10 (12): E.0144140 (23pp). Arxiv : 1601.06990 . BIBCODE : 2015PLOSO..1044140J . doi : 10.1371/journal.pone.0144140 . PMC 4683080 . PMID 26679699 .

[6] Hamacher, DW (2018). «Наблюдения за красно-гигантскими переменными звездами аборигенов австралийцев» . Австралийский журнал антропологии . 29 (1): 89–107. Arxiv : 1709.04634 . Bibcode : 2018aujan..29 ... 89h . doi : 10.1111/taja.12257 . HDL : 11343/293572 . S2CID 119453488 .

[7] Schaefer, Be (2018). «Да, аборигены австралийцы могут и действительно обнаружили изменчивость бетельге» . Журнал астрономической истории и наследия . 21 (1): 7–12. Arxiv : 1808.01862 . doi : 10.3724/sp.j.1440-2807.2018.01.02 . S2CID 119209432 .

[8] Хамахер, DW (2022). Первые астрономы . Сидней: Аллен и Unwin. С. 144–166. ISBN 9781760877200 .

[9] Пейн, Сесилия Х. (1930). Звезды высокой светимости . Университет Османии, Цифровая библиотека Индии. McGraw Hill Book Company Inc.

[10] «Сесилия Пейн-Гапошкин | Британский астроном и профессор Гарварда | Британия» . www.britannica.com . Получено 2024-08-10 .

[11] Тернер, J (16 марта 2001 г.). «Сесилия Хелена Пейн-Гапочкин» . Вклад женщин 20 -го века в физику . Архивировано из оригинала 12 октября 2012 года.

[12] Самус, NN; Kazarovets, EV; Durlevich, OV (2001). «Общий каталог переменных звезд». Одесса астрономические публикации . 14 : 266. Bibcode : 2001OAP .... 14..266s .

[13] «Переменная звездная классификация и кривые света» (PDF) . Получено 15 апреля 2020 года .

[14] «OpenStax: астрономия | 19.3 переменные звезды: один ключ к космическим расстояниям | Top Hat» . Tophat.com . Получено 2020-04-15 .

[15] Burnell, S. Jocelyn Bell (2004-02-26). Введение в солнце и звезды . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-54622-5 .

[16] Местель, Леон (2004). "2004Jahh .... 7 ... 65M Page 65" . Журнал астрономической истории и наследия . 7 (2): 65. Bibcode : 2004jahh .... 7 ... 65M . doi : 10.3724/sp.j.1440-2807.2004.02.01 . S2CID 256563765 . Получено 2020-04-15 .

[17] Кокс, JP (1967). "1967iaus ... 28 .... 3C Page 3" . Аэродинамические явления в звездной атмосферах . 28 : 3. Bibcode : 1967iaus ... 28 .... 3c . Получено 2020-04-15 .

[18] Кокс, Джон П. (1963). "1963Apj ... 138..487c Page 487" . Астрофизический журнал . 138 : 487. Bibcode : 1963apj ... 138..487c . doi : 10.1086/147661 . Получено 2020-04-15 .

[messina-19] Мессина, Серхио (2007). «Доказательства пульсационного происхождения длинных вторичных периодов: красная супергиантная звезда V424 LAC (HD 216946)». Новая астрономия . 12 (7): 556–561. Bibcode : 2007newa ... 12..556m . doi : 10.1016/j.newast.2007.04.002 .

[20] Сосиньский И. (2007). «Длительные второстепенные периоды и бинария в красных гигантских звездах». Астрофизический журнал . 660 (2): 1486–1491. Arxiv : Astro-ph/0701463 . Bibcode : 2007Apj ... 660.1486S . doi : 10.1086/513012 . S2CID 2445038 .

[21] Оливье, EA; Вуд, PR (2003). «О происхождении длинных вторичных периодов в полурегулярных переменных». Астрофизический журнал . 584 (2): 1035. Bibcode : 2003Apj ... 584.1035O . Citeseerx 10.1.1.514.3679 . doi : 10.1086/345715 . S2CID 40373007 .

[22] Переменная звезда сезона, зима 2005: Бета-Сефеи Звезды и их родственники архивировали 2010-06-15 в The Wayback Machine , Джон Перси, Aavso . Доступ 2 октября 2008 года.

[23] Леш, младший; Aizenman, ML (1978). «Статус наблюдений звезд бета -цефея». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 16 : 215–240. Бибкод : 19788 и A..16..215L . doi : 10.1146/annurev.aa.16.090178.001243 .

[spb-24] De Cat, P. (2002). «Обзор наблюдений пульсаций у звезд β -CEP и медленно пульсирующих B -звезд (приглашенная бумага)». Радиальные и нерадиальные пульсации как зонды звездной физики . 259 : 196. Bibcode : 2002aspc..259..196d .

[kilkenny-25] Килкенни Д. (2007). «Пульсирующие горячие поддоны - обзор наблюдений» . Коммуникации в астеросеизмологии . 150 : 234–240. Bibcode : 2007coast.150..234K . doi : 10.1553/CIA150S234 .

[physrev-26] Koester, D.; Chanmugam, G. (1990). «Обзор: физика белых звезд карлика» . Отчеты о прогрессе в физике . 53 (7): 837. Bibcode : 1990rpph ... 53..837k . doi : 10.1088/0034-4885/53/7/001 . S2CID 122582479 .

[wden-27] Мердин, Пол (2002). Энциклопедия астрономии и астрофизики . Bibcode : 2002eaa..book ..... m . ISBN 0-333-75088-8 .

[quirion-28] Quirion, P.-O.; Фонтейн, Г.; Brassard, P. (2007). «Сопоставление доменов нестабильности GW Vir Stars на эффективной гравитационной диаграмме температурной поверхности» . Астрофизическая серия дополнений . 171 (1): 219–248. Bibcode : 2007apjs..171..219q . doi : 10.1086/513870 .

[29] Нагель, Т.; Вернер К. (2004). «Обнаружение нерадиальных пульсаций G-моде в недавно обнаруженной PG 1159 Star He 1429-1209». Астрономия и астрофизика . 426 (2): L45. Arxiv : Astro-ph/0409243 . Bibcode : 2004a & A ... 426L..45n . doi : 10.1051/0004-6361: 200400079 . S2CID 9481357 .

[trevor2020-30] Дорн-Уолленштейн, Тревор З.; Левеск, Эмили М.; Neugent, Kathryn F.; Давенпорт, Джеймс Ра; Моррис, Бретт М.; Гуткин, Кейн (2020). «Краткосрочная изменчивость развитых массивных звезд с Tess II: новый класс прохладных, пульсирующих супергигант» . Астрофизический журнал . 902 (1): 24. Arxiv : 2008.11723 . Bibcode : 2020APJ ... 902 ... 24d . doi : 10.3847/1538-4357/ABB318 . S2CID 221340538 .

[31] «Вращающиеся переменные: картирование поверхностей звезд | aavso» . www.aavso.org . Получено 2023-12-12 .

[MAST-32] «Мачта: Архив Барбары А. Микульски для космических телескопов» . Научный институт космического телескопа . Получено 8 декабря 2021 года .

[Panov-33] Panov, K.; Димитров Д. (май 2007). «Долгосрочное фотометрическое исследование FK Comae Berenices и HD 199178» . Астрономия и астрофизика . 467 (1): 229–235. Bibcode : 2007a & A ... 467..229p . doi : 10.1051/0004-6361: 20065596 . S2CID 120275241 .

[Livio_Stoker_1988-34] Ливио, Марио; Сокер, Ноам (июнь 1988 г.). «Общая фаза оболочки в эволюции бинарных звезд». Астрофизический журнал . 329 : 764. Bibcode : 1988apj ... 329..764L . doi : 10.1086/166419 .

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]

[ 9 ]

[ 10 ]

[ 11 ]

[ 12 ]

[ 13 ]

[ 14 ]

[ 15 ]

[ 16 ]

[ 17 ]

[ 18 ]

[ 19 ]

[ 20 ]

[ 21 ]

[ 22 ]

[ 23 ]

[ 24 ]

[ 25 ]

[ 26 ]

[ 27 ]

[ 28 ]

[ 29 ]

[ 30 ]

[ 31 ]

[ 32 ]

[ 33 ]

[ 34 ]