Переменная звезда

Сравнение полученных с помощью VLT-SPHERE, изображений Бетельгейзе, сделанных в январе 2019 года и декабре 2019 года, показывающее изменения яркости и формы. Бетельгейзе — внутренне переменная звезда.

Переменная звезда — это звезда , яркость которой, видимая с Земли ( видимая звездная величина ), меняется со временем. Это изменение может быть вызвано изменением излучаемого света или чем-то, частично блокирующим свет, поэтому переменные звезды классифицируются как: ^[1]

Внутренние переменные, яркость которых фактически меняется; например, потому, что звезда периодически то разбухает, то сжимается.
Внешние переменные, видимые изменения яркости которых обусловлены изменениями количества света, который может достичь Земли; например, потому что у звезды есть спутник на орбите, который иногда затмевает ее .

выходная энергия Солнца меняется Многие, а возможно, и большинство звезд имеют, по крайней мере, некоторые изменения в светимости: например, примерно на 0,1% в течение 11-летнего солнечного цикла . ^[2]

Открытие

Древнеегипетский календарь счастливых и несчастливых дней, составленный около 3200 лет назад, возможно, является старейшим сохранившимся историческим документом об открытии переменной звезды.затменная двойная система Алголь . ^[3]^[4]^[5] Также известно, что австралийские аборигены наблюдали изменчивость Бетельгейзе и Антареса , включая эти изменения яркости в повествования, которые передаются из уст в уста. ^[6]^[7]^[8]

Среди современных астрономов первая переменная звезда была обнаружена в 1638 году, когда Йоханнес Холварда заметил, что Омикрон Кита (позже названный Мирой) пульсирует в цикле, продолжающемся 11 месяцев; звезда ранее была описана Давидом Фабрициусом как новая в 1596 году. Это открытие в сочетании со сверхновыми , наблюдавшимися в 1572 и 1604 годах, доказало, что звездное небо не было вечно неизменным, как Аристотель учили и другие древние философы. Таким образом, открытие переменных звезд способствовало астрономической революции шестнадцатого и начала семнадцатого веков.

Второй переменной звездой, которую нужно было описать, была затменная переменная Алголь, описанная Джеминиано Монтанари в 1669 году; Джон Гудрик дал правильное объяснение ее изменчивости в 1784 году. Хи Лебедя была идентифицирована в 1686 году Г. Кирхом , затем R Гидры в 1704 году Г. Д. Маральди . К 1786 году было известно десять переменных звезд. Сам Джон Гудрик открыл Дельту Цефеи и Бету Лиры . С 1850 г. число известных переменных звезд быстро росло, особенно после 1890 г., когда стало возможным идентифицировать переменные звезды с помощью фотографии.

Последнее издание Общего каталога переменных звезд. ^[9] (2008) перечисляет более 46 000 переменных звезд в Млечном Пути, а также 10 000 в других галактиках и более 10 000 «предполагаемых» переменных.

Обнаружение изменчивости

Наиболее распространенные виды переменности связаны с изменениями блеска, но встречаются и другие виды переменности, в частности изменения спектра . Комбинируя данные кривой блеска с наблюдаемыми спектральными изменениями, астрономы часто могут объяснить, почему конкретная звезда является переменной.

Наблюдения переменных звезд

Переменные звезды обычно анализируются с помощью фотометрии , спектрофотометрии и спектроскопии . Измерения изменений их яркости можно построить в виде кривых блеска . Для регулярных переменных период изменения и его амплитуда могут быть очень хорошо установлены; однако для многих переменных звезд эти величины могут медленно меняться с течением времени или даже от одного периода к другому. Пиковые значения яркости на кривой блеска известны как максимумы, а минимумы — как минимумы.

Астрономы-любители могут проводить полезные научные исследования переменных звезд, визуально сравнивая звезду с другими звездами в том же поле зрения телескопа , звездные величины которых известны и постоянны. Оценив величину переменной и отметив время наблюдения, можно построить визуальную кривую блеска. Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд собирает такие наблюдения от участников со всего мира и делится данными с научным сообществом.

Из кривой блеска получают следующие данные:

являются ли изменения блеска периодическими, полупериодическими, нерегулярными или уникальными?
каков период колебаний яркости?
какова форма кривой блеска (симметричная или нет, угловатая или плавно меняющаяся, имеет ли каждый цикл только один или несколько минимумов и т. д.)?

Из спектра получаются следующие данные:

что это за звезда: какова ее температура, класс светимости ( звезда-карлик , звезда-гигант , сверхгигант и т. д.)?
это одиночная звезда или двойная? (комбинированный спектр двойной звезды может содержать элементы спектров каждой из звезд-членов)
меняется ли спектр со временем? (например, звезда может периодически становиться то горячее, то холоднее)
изменения яркости могут сильно зависеть от наблюдаемой части спектра (например, большие изменения в видимом свете, но почти никаких изменений в инфракрасном)
если длины волн спектральных линий сдвинуты, это указывает на движения (например, периодическое раздувание и сжатие звезды, или ее вращение, или расширение газовой оболочки) ( эффект Доплера )
сильные магнитные поля звезды проявляются в спектре
Аномальные линии излучения или поглощения могут указывать на горячую звездную атмосферу или газовые облака, окружающие звезду.

В очень редких случаях удается сделать снимки звездного диска. На их поверхности могут быть более темные пятна.

Интерпретация наблюдений

Сочетание кривых блеска со спектральными данными часто дает ключ к пониманию изменений, происходящих в переменной звезде. ^[10] Например, свидетельством пульсирующей звезды является ее смещающийся спектр, поскольку ее поверхность периодически движется к нам и от нас с той же частотой, что и ее яркость. ^[11]

Около двух третей всех переменных звезд кажутся пульсирующими. ^[12] В 1930-х годах астроном Артур Стэнли Эддингтон показал, что математические уравнения, описывающие внутреннюю часть звезды, могут привести к нестабильности, вызывающей пульсацию звезды. ^[13] Самый распространенный тип неустойчивости связан с колебаниями степени ионизации во внешних конвективных слоях звезды. ^[14]

Когда звезда находится в фазе набухания, ее внешние слои расширяются, заставляя их остывать. Из-за понижения температуры уменьшается и степень ионизации. Это делает газ более прозрачным и, таким образом, облегчает звезде излучать свою энергию. Это, в свою очередь, заставляет звезду сжиматься. По мере того как газ при этом сжимается, он нагревается и степень ионизации снова возрастает. Это делает газ более непрозрачным, и излучение временно захватывается газом. Это еще больше нагревает газ, заставляя его снова расширяться. Таким образом поддерживается цикл расширения и сжатия (набухания и сжатия). ^{[ нужна ссылка ]}

Известно, что пульсация цефеид обусловлена колебаниями ионизации гелия (от He ⁺⁺ Ему ⁺ и обратно к Он ⁺⁺). ^[15]

Номенклатура

В данном созвездии первые открытые переменные звезды обозначались буквами от R до Z, например R Андромеды . Эта система номенклатуры была разработана Фридрихом В. Аргеландером , который дал первой ранее безымянной переменной в созвездии букву R, первую букву, не использованную Байером . Буквы от RR до RZ, от SS до SZ и до ZZ используются для следующих открытий, например RR Лиры . В более поздних открытиях использовались буквы от AA до AZ, от BB до BZ и до QQ через QZ (без J). Как только эти 334 комбинации исчерпаны, переменные нумеруются в порядке обнаружения, начиная с префикса V335 и далее.

Классификация

Переменные звезды могут быть как собственными , так и внешними .

Собственные переменные звезды : звезды, переменность которых вызвана изменениями физических свойств самих звезд. Эту категорию можно разделить на три подгруппы.
- Пульсирующие переменные, звезды, радиус которых попеременно расширяется и сжимается в рамках естественных процессов эволюционного старения.
- Эруптивные переменные — звезды, на поверхности которых происходят извержения, такие как вспышки или выбросы массы.
- Катаклизмические или взрывные переменные, звезды, свойства которых претерпевают катастрофические изменения, такие как новые и сверхновые .
Внешние переменные звезды : звезды, переменность которых вызвана внешними свойствами, такими как вращение или затмения. Есть две основные подгруппы.
- Затменные двойные системы, двойные звезды или планетные системы , в которых, если смотреть с точки зрения Земли, звезды иногда затмевают друг друга на своем орбите или планета затмевает свою звезду.
- Вращающиеся переменные — звезды, переменность которых вызвана явлениями, связанными с их вращением. Примерами являются звезды с экстремальными «солнечными пятнами», которые влияют на видимую яркость, или звезды, которые имеют высокую скорость вращения, заставляя их приобретать эллипсоидную форму.

Сами эти подгруппы делятся на конкретные типы переменных звезд, которые обычно называют в честь своего прототипа. Например, карликовые новые обозначаются звездами U Geminorum в честь первой признанной звезды в классе U Geminorum .

Собственные переменные звезды

Типы внутренних переменных в диаграмме Герцшпрунга – Рассела

Примеры типов внутри этих подразделений приведены ниже.

Пульсирующие переменные звезды

Пульсирующие звезды набухают и сжимаются, влияя на их яркость и спектр. Пульсации обычно делятся на: радиальные , при которых вся звезда расширяется и сжимается как единое целое; и нерадиальный , когда одна часть звезды расширяется, а другая сжимается.

В зависимости от типа пульсации и ее местоположения внутри звезды существует собственная или основная частота , определяющая период звезды. Звезды также могут пульсировать на гармонике или обертоне , который имеет более высокую частоту и соответствует более короткому периоду. периодов требуется сложный анализ Пульсирующие переменные звезды иногда имеют один четко определенный период, но часто они пульсируют одновременно с несколькими частотами, и для определения отдельных мешающих . В некоторых случаях пульсации не имеют определенной частоты, что приводит к случайным изменениям, называемым стохастическими . Изучение недр звезд с помощью их пульсаций известно как астеросейсмология .

Фаза расширения пульсации вызвана блокировкой потока внутренней энергии материалом с высокой непрозрачностью, но для создания видимых пульсаций это должно происходить на определенной глубине звезды. Если расширение происходит ниже конвективной зоны, то на поверхности никаких изменений не будет видно. Если расширение происходит слишком близко к поверхности, восстанавливающая сила будет слишком слабой, чтобы создать пульсацию. Восстанавливающей силой для создания фазы сжатия пульсации может быть давление, если пульсация возникает в невырожденном слое глубоко внутри звезды, и это называется акустическим или барическим режимом пульсации, сокращенно p-режимом . В других случаях восстанавливающей силой является гравитация , и это называется g-режимом . Пульсирующие переменные звезды обычно пульсируют только в одном из этих режимов.

Цефеиды и цефеидоподобные переменные

Эта группа состоит из нескольких видов пульсирующих звезд, все из которых находятся в полосе нестабильности звезды , которые очень регулярно раздуваются и сжимаются, вызванные собственным массовым резонансом , обычно основной частотой . Обычно считается, что клапанный механизм Эддингтона для пульсирующих переменных объясняет пульсации, подобные цефеидам. Каждая из подгрупп на полосе нестабильности имеет фиксированную связь между периодом и абсолютной величиной, а также связь между периодом и средней плотностью звезды. Зависимость периода от светимости была впервые установлена для дельта-цефеид Генриеттой Ливитт и делает эти цефеиды высокой светимости очень полезными для определения расстояний до галактик внутри Местной группы и за ее пределами. Эдвин Хаббл использовал этот метод, чтобы доказать, что так называемые спиральные туманности на самом деле являются далекими галактиками.

Цефеиды названы только в честь Дельты Цефеи , в то время как совершенно отдельный класс переменных назван в честь Беты Цефеи .

Классические переменные цефеид

Классические цефеиды (или переменные Дельта Цефеи) представляют собой популяцию I (молодые, массивные и светящиеся) желтых сверхгигантов, которые испытывают пульсации с очень регулярными периодами от нескольких дней до месяцев. 10 сентября 1784 года Эдвард Пиготт обнаружил переменность Эта Орла , первого известного представителя класса переменных цефеид. Однако тезкой классических цефеид является звезда Дельта Цефеи , изменчивость которой обнаружил Джон Гудрик несколько месяцев спустя.

Цефеиды II типа

Цефеиды типа II (исторически называемые звездами W Virginis) имеют чрезвычайно регулярные световые пульсации и соотношение светимости, очень похожее на переменные δ Цефеи, поэтому первоначально их спутали с последней категорией. Звезды цефеид II типа принадлежат к более старым звездам населения II , чем цефеиды I типа. Тип II имеет несколько меньшую металличность , гораздо меньшую массу, несколько меньшую светимость и небольшое смещение периода от светимости, поэтому всегда важно знать, какой тип звезды наблюдается.

Переменные RR Лиры

Эти звезды чем-то похожи на цефеиды, но не такие яркие и имеют более короткие периоды. Они старше цефеид I типа, принадлежащих к популяции II , но имеют меньшую массу, чем цефеиды II типа. Из-за их частого присутствия в шаровых скоплениях их иногда называют цефеидами скопления . Они также имеют хорошо установленную зависимость периода от светимости и поэтому также полезны в качестве индикаторов расстояния. Эти звезды А-типа изменяются примерно на 0,2–2 звездной величины (изменение светимости от 20% до более 500%) в течение периода от нескольких часов до суток и более.

Переменные Дельта Щита

Переменные Дельта Щита (δ Sct) похожи на цефеиды, но гораздо слабее и с гораздо более короткими периодами. Когда-то они были известны как карликовые цефеиды . Они часто показывают множество наложенных друг на друга периодов, которые в совокупности образуют чрезвычайно сложную кривую блеска. Типичная звезда δ Щита имеет амплитуду 0,003–0,9 звездной величины (изменение светимости от 0,3% до примерно 130%) и период 0,01–0,2 дня. Их спектральный класс обычно находится между A0 и F5.

Переменные SX Phoenix

Эти звезды спектрального класса от A2 до F5, подобные переменным δ Scuti, встречаются в основном в шаровых скоплениях. Они демонстрируют колебания своей яркости порядка 0,7 звездной величины (около 100% изменения светимости) или около того каждые 1-2 часа.

Быстро колеблющиеся переменные Ap

Это звезды спектрального класса A или иногда F0, подкласса переменных δ Щита, обнаруженных на главной последовательности. Они имеют чрезвычайно быстрые изменения с периодами в несколько минут и амплитудой в несколько тысячных долей величины.

Переменные длительного периода

Длиннопериодические переменные — это холодные эволюционировавшие звезды, пульсирующие с периодами от недель до нескольких лет.

Посмотрите на переменные

Переменные Миры — это красные гиганты асимптотической ветви гигантов (AGB). В течение многих месяцев они тускнеют и становятся ярче на 2,5–11 звездных величин , что означает изменение светимости от 6 до 30 000 раз. Сама Мира , также известная как Омикрон Кита (ο Cet), варьируется по яркости от почти 2-й звездной величины до такой же слабой, как 10-я звездная величина, с периодом примерно 332 дня. Очень большие визуальные амплитуды в основном обусловлены смещением выходной энергии между визуальным и инфракрасным светом при изменении температуры звезды. В некоторых случаях переменные Миры демонстрируют резкие изменения периода в течение десятилетий, которые, как полагают, связаны с циклом тепловых пульсаций наиболее развитых звезд AGB.

Полурегулярные переменные

Это красные гиганты или сверхгиганты . Полурегулярные переменные иногда могут иметь определенный период, но чаще демонстрируют менее четко определенные вариации, которые иногда можно разделить на несколько периодов. Хорошо известным примером полурегулярной переменной является Бетельгейзе , величина которой варьируется примерно от +0,2 до +1,2 (изменение светимости в 2,5 раза). По крайней мере, некоторые из полурегулярных переменных очень тесно связаны с переменными Миры, возможно, единственное отличие состоит в том, что они пульсируют на другой гармонике.

Медленные нерегулярные переменные

Это красные гиганты или сверхгиганты с незначительной периодичностью или вообще без нее. Некоторые из них представляют собой плохо изученные полурегулярные переменные, часто с несколькими периодами, а другие могут быть просто хаотичными.

Переменные длинного вторичного периода

Многие переменные красные гиганты и сверхгиганты демонстрируют изменения в течение от нескольких сотен до нескольких тысяч дней. Яркость может измениться на несколько величин, хотя зачастую она гораздо меньше, при этом накладываются более быстрые первичные изменения. Причины этого типа изменений не совсем ясны, их по-разному приписывают пульсациям, двойственности и вращению звезд. ^[16]^[17]^[18]

Переменные бета-цефеи

Переменные бета-цефеи (β Cep) (иногда называемые переменными Beta Canis Majoris , особенно в Европе) ^[19] испытывают кратковременные пульсации порядка 0,1–0,6 суток с амплитудой 0,01–0,3 звездной величины (изменение светимости от 1 до 30%). Они наиболее яркие во время минимального сокращения. Многие звезды этого типа имеют несколько периодов пульсации. ^[20]

Медленно пульсирующие звезды B-типа

Медленно пульсирующие звезды B (SPB) — это горячие звезды главной последовательности, немного менее яркие, чем звезды Бета Цефеи, с более длинными периодами и большими амплитудами. ^[21]

Очень быстро пульсирующие горячие звезды (субкарлики B)

Прототипом этого редкого класса является V361 Гидра 15-й величины , субкарликовая звезда B . Они пульсируют с периодами в несколько минут и могут пульсировать одновременно с несколькими периодами. Они имеют амплитуду в несколько сотых величины и получили аббревиатуру GCVS RPHS. Это пульсаторы p-мода . ^[22]

Переменные PV Telescopii

Звезды этого класса представляют собой сверхгиганты типа Bp с периодом 0,1–1 день и амплитудой в среднем 0,1 звездной величины. Их спектры отличаются слабым содержанием водорода с другой стороны, , в то время как линии углерода и гелия, очень сильные, что является типом экстремальной гелиевой звезды .

Переменные RV Tauri

Это желтые звезды-сверхгиганты (на самом деле пост-AGB-звезды малой массы на самой яркой стадии своей жизни), которые имеют чередующиеся глубокие и мелкие минимумы. Это двухпиковое изменение обычно имеет периоды 30–100 дней и амплитуду 3–4 звездных величин. На это изменение могут накладываться долгосрочные изменения, продолжающиеся в течение нескольких лет. Их спектры имеют тип F или G при максимальной освещенности и тип K или M при минимальной яркости. Они лежат вблизи полосы нестабильности, более холодные, чем цефеиды I типа, и более яркие, чем цефеиды II типа. Их пульсации вызваны теми же основными механизмами, связанными с непрозрачностью гелия, но они находятся на совершенно другом этапе своей жизни.

Переменные Альфа-Лебедя

Переменные Альфа Лебедя (α Cyg) — это нерадиально пульсирующие сверхгиганты спектральных классов от B _ep до A _ep Ia. Их периоды варьируются от нескольких дней до нескольких недель, а амплитуды изменений обычно составляют порядка 0,1 звездной величины. Изменения света, часто кажущиеся нерегулярными, вызваны наложением множества колебаний с близкими периодами. Денеб в созвездии Лебедя является прототипом этого класса.

Переменные Гамма Дорадус

Переменные Гамма Дорадус (γ Dor) представляют собой нерадиально пульсирующие звезды главной последовательности спектральных классов от F до позднего A. Их периоды составляют около одного дня, а амплитуды обычно порядка 0,1 звездной величины.

Пульсирующие белые карлики

Эти нерадиально пульсирующие звезды имеют короткие периоды от сотен до тысяч секунд с крошечными колебаниями от 0,001 до 0,2 звездной величины. Известные типы пульсирующих белых карликов (или предбелых карликов) включают звезды DAV или ZZ Ceti с атмосферой с преобладанием водорода и спектральным классом DA; ^[23] DBV , или V777 Her , звезды с атмосферой с преобладанием гелия и спектральным классом DB; ^[24] и звезды GW Vir с атмосферой, в которой преобладают гелий, углерод и кислород. Звезды GW Vir можно разделить на DOV и PNNV . звезды ^[25]^[26]

Солнечноподобные колебания

Солнце колеблется с очень низкой амплитудой в большом количестве мод с периодами около 5 минут. Изучение этих колебаний известно как гелиосейсмология . Колебания Солнца происходят стохастически за счет конвекции в его внешних слоях. Термин «солнечноподобные колебания» используется для описания колебаний у других звезд, возбуждающихся таким же образом, и изучение этих колебаний — одно из основных направлений активных исследований в области астеросейсмологии .

Переменные BLAP

Синий пульсатор большой амплитуды (BLAP) — это пульсирующая звезда, характеризующаяся изменениями звездной величины от 0,2 до 0,4 с типичными периодами от 20 до 40 минут.

Быстрые желтые пульсирующие сверхгиганты

Быстрый желтый пульсирующий сверхгигант (FYPS) — светящийся желтый сверхгигант с пульсациями короче суток. Считается, что они вышли за пределы фазы красного сверхгиганта, но механизм пульсаций неизвестен. Класс был назван в 2020 году на основе анализа наблюдений TESS . ^[27]

Эруптивные переменные звезды

Эруптивные переменные звезды демонстрируют нерегулярные или полурегулярные изменения блеска, вызванные потерей вещества из звезды или, в некоторых случаях, приращением к ней. Несмотря на название, это не взрывоопасные события.

Протозвезды

Протозвезды — это молодые объекты, еще не завершившие процесс сжатия от газовой туманности до настоящей звезды. Большинство протозвезд демонстрируют нерегулярные изменения яркости.

Хербиг Ae/Be звезды

Считается, что переменность более массивных (2–8 солнечных масс) звезд Хербига Ae/Be обусловлена газопылевыми сгустками, вращающимися по околозвездным дискам.

Переменные Ориона

Переменные Ориона — это молодые горячие звезды до главной последовательности, обычно погруженные в туманность. Они имеют нерегулярные периоды с амплитудами в несколько величин. Хорошо известным подтипом переменных Ориона являются переменные Т Тельца . Переменность звезд Т Тельца обусловлена пятнами на поверхности звезды и газопылевыми сгустками, вращающимися в околозвездных дисках.

Переменные FU Ориониса

Эти звезды расположены в отражательных туманностях и демонстрируют постепенное увеличение своей светимости примерно на 6 звездных величин, за которым следует длительная фаза постоянной яркости. Затем они тускнеют на 2 звездные величины (в шесть раз тусклее) или около того в течение многих лет. Например, V1057 Лебедя потускнела на 2,5 звездной величины (в десять раз тусклее) за одиннадцатилетний период. Переменные FU Orionis имеют спектральные классы от A до G и, возможно, представляют собой эволюционную фазу в жизни звезд T Тельца .

Гиганты и сверхгиганты

Крупные звезды сравнительно легко теряют свою материю. По этой причине изменчивость, вызванная извержениями и потерей массы, довольно распространена среди гигантов и сверхгигантов.

Светящиеся синие переменные

также известные как переменные S Doradus Самые яркие известные звезды, , принадлежат к этому классу. Примеры включают гипергиганты η Киля и P Лебедя . У них постоянная высокая потеря массы, но с интервалом в несколько лет внутренние пульсации заставляют звезду превышать предел Эддингтона, и потеря массы значительно возрастает. Визуальная яркость увеличивается, хотя общая яркость практически не меняется. Гигантские извержения, наблюдаемые в нескольких LBV, действительно увеличивают светимость настолько, что их назвали самозванцами сверхновых , и они могут относиться к событиям другого типа.

Желтые гипергиганты

Эти массивные эволюционировавшие звезды нестабильны из-за своей высокой светимости и положения над полосой нестабильности, и они демонстрируют медленные, но иногда большие фотометрические и спектроскопические изменения из-за большой потери массы и периодических более крупных извержений в сочетании со вековыми вариациями в наблюдаемом масштабе времени. Самый известный пример — Ро Кассиопеи .

R Переменная Северной Короны

Хотя эти звезды классифицируются как эруптивные переменные, они не претерпевают периодического увеличения яркости. Вместо этого они проводят большую часть своего времени при максимальной яркости, но через нерегулярные промежутки времени внезапно тускнеют на 1–9 звездных величин (в 2,5–4000 раз тусклее), прежде чем восстановить свою первоначальную яркость в течение месяцев или лет. Большинство из них по светимости классифицируются как желтые сверхгиганты, хотя на самом деле они являются звездами пост-AGB, но есть как красные, так и синие гигантские звезды R CrB. R Coronae Borealis (R CrB) — звезда-прототип. Переменные DY Persei представляют собой подкласс переменных R CrB, которые помимо своих извержений имеют периодическую изменчивость.

Переменные Вольфа – Райе

Классическое население I Звезды Вольфа – Райе — это массивные горячие звезды, которые иногда демонстрируют изменчивость, вероятно, из-за нескольких различных причин, включая двойные взаимодействия и вращающиеся газовые сгустки вокруг звезды. Они демонстрируют широкие спектры эмиссионных линий с гелия , азота , углерода и кислорода линиями . Вариации некоторых звезд кажутся стохастическими, тогда как у других наблюдаются несколько периодов.

Переменные Гаммы Кассиопеи

Переменные Гамма Кассиопеи (γ Cas) представляют собой несверхгигантские быстро вращающиеся звезды эмиссионного линейного типа класса B, которые нерегулярно колеблются до 1,5 звездных величин (4-кратное изменение светимости) из-за выброса вещества в их экваториальных областях, вызванного быстрым скорость вращения.

Вспыхивающие звезды

У звезд главной последовательности большая эруптивная изменчивость является исключительной. Это распространено только среди вспыхивающих звезд , также известных как переменные UV Кита , очень слабых звезд главной последовательности, которые испытывают регулярные вспышки. Они увеличивают яркость на две звездные величины (в шесть раз ярче) всего за несколько секунд, а затем возвращаются к нормальной яркости через полчаса или меньше. Несколько близлежащих красных карликов являются вспыхивающими звездами, в том числе Проксима Центавра и Вольф 359 .

RS переменная охотничьи собаки

Это тесные двойные системы с высокоактивными хромосферами, включая огромные солнечные пятна и вспышки, которые, как полагают, усиливаются близким спутником. Масштабы изменчивости варьируются от дней, близких к орбитальному периоду, а иногда и с затмениями, до лет, поскольку активность солнечных пятен варьируется.

Катаклизмические или взрывные переменные звезды

Сверхновые

Сверхновые — самый драматичный тип катастрофической переменной, являющийся одним из самых энергичных событий во Вселенной. Сверхновая может на короткое время испустить столько же энергии, сколько целая галактика , ярче более чем на 20 звездных величин (более чем в сто миллионов раз ярче). Взрыв сверхновой вызван тем, что белый карлик или ядро звезды достигают определенного предела массы/плотности, предела Чандрасекара , что приводит к коллапсу объекта за долю секунды. Этот коллапс «отскакивает» и заставляет звезду взорваться и испустить огромное количество энергии. Внешние слои этих звезд сдуваются со скоростью многие тысячи километров в секунду. Выброшенное вещество может образовывать туманности, называемые остатками сверхновых . Хорошо известным примером такой туманности является Крабовидная туманность , оставшаяся от сверхновой, наблюдавшейся в Китае и других местах в 1054 году. Объект-прародитель может либо полностью распасться при взрыве, либо, в случае массивной звезды, ядро может стать нейтронной звездой (обычно пульсар ) или черная дыра .

Сверхновые могут возникнуть в результате гибели чрезвычайно массивной звезды, во много раз тяжелее Солнца. В конце жизни этой массивной звезды из термоядерного пепла образуется неплавкое железное ядро. Это железное ядро продвигается к пределу Чандрасекара, пока не превысит его и, следовательно, не разрушится. Одна из наиболее изученных сверхновых этого типа — SN 1987A в Большом Магеллановом Облаке .

Сверхновая может также возникнуть в результате переноса массы на белый карлик от звезды-компаньона в двойной звездной системе. Предел Чандрасекара превышен из-за падающей материи. Абсолютная светимость этого последнего типа связана со свойствами его кривой блеска, так что эти сверхновые можно использовать для определения расстояния до других галактик.

Светящаяся красная новая звезда

Светящиеся красные новые — это звездные взрывы, вызванные слиянием двух звезд. Они не связаны с классическими новыми . Они имеют характерный красный цвет и очень медленно угасают после первоначальной вспышки.

Новый

Новые также являются результатом сильных взрывов, но в отличие от сверхновых не приводят к разрушению звезды-прародительницы. Кроме того, в отличие от сверхновых, новые воспламеняются в результате внезапного начала термоядерного синтеза, который при определенных условиях высокого давления ( вырожденное вещество ) ускоряется со взрывом. Они формируются в тесных двойных системах , один из компонентов которых представляет собой белый карлик, аккрецирующий вещество из другого обычного звездного компонента, и могут повторяться в течение периодов от десятилетий до столетий или тысячелетий. Новые делятся на быстрые , медленные и очень медленные , в зависимости от поведения их кривой блеска. несколько новых невооруженным глазом Было зарегистрировано , причем Новая Лебедя 1975 года стала самой яркой в новейшей истории и достигла 2-й звездной величины.

Карликовые новые звезды

Карликовые новые — это двойные звезды с участием белого карлика , в которых перенос вещества между компонентами приводит к регулярным вспышкам. Существует три типа карликовых новых:

Звезды U Geminorum , вспышки которых продолжаются примерно 5–20 дней, за которыми следуют периоды затишья, обычно продолжительностью в несколько сотен дней. Во время вспышки они обычно увеличиваются на 2–6 звездных величин. Эти звезды также известны как переменные SS Лебедя в честь переменной в Лебеде , которая дает одни из самых ярких и частых проявлений этого типа переменных.
Звезды Z Camelopardalis случайные плато яркости, называемые остановками , на полпути между максимальной и минимальной яркостью. , у которых видны
Звезды SU Большой Медведицы , которые испытывают как частые небольшие вспышки, так и более редкие, но более крупные сверхвспышки . Эти двойные системы обычно имеют орбитальный период менее 2,5 часов.

DQ Геркулесовы переменные

Системы DQ Herculis представляют собой взаимодействующие двойные системы, в которых звезда малой массы передает массу сильномагнитному белому карлику. Период вращения белого карлика значительно короче орбитального периода двойной системы и иногда может быть обнаружен как фотометрическая периодичность. Аккреционный диск обычно образуется вокруг белого карлика, но его самые внутренние области магнитно усекаются белым карликом. Захваченный магнитным полем белого карлика, материал внутреннего диска перемещается вдоль силовых линий магнитного поля, пока не срастется. В крайних случаях магнетизм белого карлика препятствует образованию аккреционного диска.

Переменные AM Hercules

В этих катастрофических переменных магнитное поле белого карлика настолько сильное, что синхронизирует период вращения белого карлика с периодом двойной орбиты. Вместо формирования аккреционного диска аккреционный поток направляется вдоль линий магнитного поля белого карлика, пока не столкнется с белым карликом вблизи магнитного полюса. Циклотронное излучение, выходящее из области аккреции, может вызвать изменения орбиты на несколько величин.

Z переменные Андромеды

Эти симбиотические двойные системы состоят из красного гиганта и горячей голубой звезды, окутанных облаком газа и пыли. Они испытывают вспышки типа новых с амплитудой до 4 звездных величин. Прототипом этого класса является Z Andromeda .

Переменные AM CVn

Переменные AM CVn представляют собой симбиотические двойные системы, в которых белый карлик аккрецирует богатый гелием материал либо от другого белого карлика, гелиевой звезды, либо от развитой звезды главной последовательности. Они претерпевают сложные изменения, а иногда и вовсе отсутствуют, с ультракороткими периодами.

Внешние переменные звезды

Есть две основные группы внешних переменных: вращающиеся звезды и затменные звезды.

Вращающиеся переменные звезды

Звезды с крупными солнечными пятнами могут демонстрировать значительные изменения в яркости по мере вращения, и в поле зрения попадают более яркие участки поверхности. Яркие пятна встречаются также на магнитных полюсах магнитных звезд. Звезды эллипсоидной формы также могут демонстрировать изменения в яркости, поскольку они представляют наблюдателю различные участки своей поверхности. ^[28]

Несферические звезды

Эллипсоидальные переменные

Это очень тесные двойные системы, компоненты которых из-за приливного взаимодействия не имеют сферической формы. По мере вращения звезд меняется площадь их поверхности, обращенная к наблюдателю, и это, в свою очередь, влияет на их яркость, видимую с Земли.

Звездные пятна

Поверхность звезды неравномерно яркая, а имеет все более темные и яркие участки (как солнечные пятна ). звезды Хромосфера тоже может различаться по яркости. По мере вращения звезды мы наблюдаем изменения блеска на несколько десятых звездной величины.

FK Comae Berenices переменная

Кривые блеска для FK Comae Berenices. На основном графике показана краткосрочная изменчивость, построенная на основе *TESS ;* данных ^[29] вставка адаптирована из Панова и Димитрова (2007), ^[30] показывает долгосрочную изменчивость.

Эти звезды вращаются чрезвычайно быстро (~ 100 км/с на экваторе ); следовательно, они имеют эллипсоидную форму. Это (по-видимому) одиночные звезды-гиганты со спектральными классами G и K, демонстрирующие сильные хромосферные эмиссионные линии . Примеры: FK Com , V1794 Cygni и UZ Librae . Возможное объяснение быстрого вращения звезд FK Comae состоит в том, что они являются результатом слияния (контактной) двойной системы . ^[31]

Переменные звезды BY Дракона

Звезды BY Draconis относятся к спектральному классу K или M и различаются менее чем на 0,5 звездной величины (изменение светимости 70%).

Магнитные поля

Альфа ² Разновидности охотничьих собак

Альфа ² Охотничьи собаки (α ² Переменные CVn) — это звезды главной последовательности спектрального класса B8–A7, которые демонстрируют колебания от 0,01 до 0,1 звездной величины (от 1% до 10%) из-за изменений их магнитных полей.

Переменные SX Овна

Звезды этого класса демонстрируют колебания блеска примерно на 0,1 звездной величины, вызванные изменениями их магнитных полей из-за высоких скоростей вращения.

Оптически переменные пульсары

Лишь немногие пульсары были обнаружены в видимом свете . Эти нейтронные звезды меняют яркость по мере вращения. Из-за быстрого вращения яркость меняется очень быстро: от миллисекунд до нескольких секунд. Первый и самый известный пример — Краб-Пульсар .

Затменные двоичные файлы

Внешние переменные имеют изменения в своей яркости, как это видят земные наблюдатели, из-за какого-то внешнего источника. Одной из наиболее распространенных причин этого является наличие двойной звезды-компаньона, поэтому они вместе образуют двойную звезду . Если смотреть под определенным углом, одна звезда может затмить другую, что приведет к снижению яркости. Одна из самых известных затменно-двойных систем — Алголь , или Бета Персея (β Per).

Переменные Алголя

Переменные Алголя претерпевают затмения с одним или двумя минимумами, разделенными периодами почти постоянного света. Прототипом этого класса является Алголь в созвездии Персея .

Двойные периодические переменные

Двойные периодические переменные демонстрируют циклический массообмен, который приводит к предсказуемому изменению орбитального периода в течение очень длительного периода. Самый известный пример — V393 Scorpii .

Переменные бета Лиры

Переменные Бета Лиры (β Lyr) — чрезвычайно тесные двойные системы, названные в честь звезды Шелиак . Кривые блеска этого класса затменных переменных постоянно меняются, что делает практически невозможным определение точного начала и конца каждого затмения.

W Змеиные переменные

W Serpentis — прототип класса полуразделенных двойных систем, включающих гиганта или сверхгиганта, передающего вещество массивной, более компактной звезде. Они характеризуются и отличаются от аналогичных систем β Lyr сильным УФ-излучением из горячих точек аккреций на диске материала.

W переменные Большой Медведицы

Звезды этой группы показывают периоды менее суток. Звезды расположены настолько близко друг к другу, что их поверхности почти соприкасаются друг с другом.

Планетарные транзиты

Звезды с планетами также могут демонстрировать изменения яркости, если их планеты проходят между Землей и звездой. Эти изменения намного меньше, чем те, которые наблюдаются у звезд-компаньонов, и их можно обнаружить только при чрезвычайно точных наблюдениях. Примеры включают HD 209458 и GSC 02652-01324 , а также все планеты и планеты-кандидаты, обнаруженные миссией Кеплера .

См. также

Ссылки

^ Алексеев, Борис В. (01.01.2017), Алексеев, Борис В. (ред.), «Глава 7 - Нелокальная теория переменных звезд» , Нелокальная астрофизика , Elsevier, стр. 321–377, doi : 10.1016/b978 -0-444-64019-2.00007-7 , ISBN 978-0-444-64019-2 , получено 6 июня 2023 г.
^ Фрелих, К. (2006). «Изменчивость солнечного излучения с 1978 года». Обзоры космической науки . 125 (1–4): 53–65. Бибкод : 2006ССРв..125...53Ф . дои : 10.1007/s11214-006-9046-5 . S2CID 54697141 .
^ Порседду, С.; Джетсу, Л.; Лютинен, Дж.; Каяткари, П.; Лехтинен, Дж.; Маркканен, Т.; и др. (2008). «Свидетельства периодичности в древнеегипетских календарях счастливых и неудачных дней» . Кембриджский археологический журнал . 18 (3): 327–339. Бибкод : 2008CArcJ..18..327P . дои : 10.1017/S0959774308000395 . S2CID 162969143 .
^ Джетсу, Л.; Порседду, С.; Лютинен, Дж.; Каяткари, П.; Лехтинен, Дж.; Маркканен, Т.; и др. (2013). «Записали ли древние египтяне период затменного двоичного Алгола – Бушующего?». Астрофизический журнал . 773 (1): А1 (14 стр.). arXiv : 1204.6206 . Бибкод : 2013ApJ...773....1J . дои : 10.1088/0004-637X/773/1/1 . S2CID 119191453 .
^ Джетсу, Л.; Порседду, С. (2015). «Смещение вех естественных наук: подтверждено древнеегипетское открытие периода Алгола» . ПЛОС ОДИН . 10 (12): е.0144140 (23стр.). arXiv : 1601.06990 . Бибкод : 2015PLoSO..1044140J . дои : 10.1371/journal.pone.0144140 . ПМК 4683080 . ПМИД 26679699 .
^ Хамахер, Д.В. (2018). «Наблюдения аборигенов Австралии за переменными звездами красных гигантов» . Австралийский журнал антропологии . 29 (1): 89–107. arXiv : 1709.04634 . Бибкод : 2018AuJan..29...89H . дои : 10.1111/taja.12257 . hdl : 11343/293572 . S2CID 119453488 .
^ Шефер, Бельгия (2018). «Да, австралийские аборигены могли открыть и открыли изменчивость Бетельгейзе» . Журнал астрономической истории и наследия . 21 (1): 7–12. arXiv : 1808.01862 . дои : 10.3724/SP.J.1440-2807.2018.01.02 . S2CID 119209432 .
^ Хамахер, Д.В. (2022). Первые астрономы . Сидней: Аллен и Анвин. стр. 144–166. ISBN 9781760877200 .
^ Самус, Нью-Йорк; Казаровец Е.В.; Дурлевич, О.В. (2001). «Общий каталог переменных звезд». Одесские астрономические издания . 14 : 266. Бибкод : 2001OAP....14..266S .
^ «Классификация переменных звезд и кривые блеска» (PDF) . Проверено 15 апреля 2020 г.
^ «OpenStax: Астрономия | 19.3 Переменные звезды: один ключ к космическим расстояниям | Цилиндр» . tophat.com . Проверено 15 апреля 2020 г.
^ Бернелл, С. Джоселин Белл (26 февраля 2004 г.). Знакомство с Солнцем и звездами . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-54622-5 .
^ Местель, Леон (2004). «2004JAHH....7...65M Страница 65» . Журнал астрономической истории и наследия . 7 (2): 65. Бибкод : 2004JAHH....7...65M . дои : 10.3724/SP.J.1440-2807.2004.02.01 . S2CID 256563765 . Проверено 15 апреля 2020 г.
^ Кокс, JP (1967). "1967IAUS...28....3C Страница 3" . Аэродинамические явления в звездных атмосферах . 28 : 3. Бибкод : 1967IAUS...28....3C . Проверено 15 апреля 2020 г.
^ Кокс, Джон П. (1963). «1963ApJ...138..487C Страница 487» . Астрофизический журнал . 138 : 487. Бибкод : 1963ApJ...138..487C . дои : 10.1086/147661 . Проверено 15 апреля 2020 г.
^ Мессина, Серджио (2007). «Доказательства пульсационного происхождения длинных вторичных периодов: красный сверхгигант V424 Lac (HD 216946)». Новая астрономия . 12 (7): 556–561. Бибкод : 2007НовыйА...12..556М . дои : 10.1016/j.newast.2007.04.002 .
^ Сошинский, И. (2007). «Длинные вторичные периоды и двойственность красных гигантов». Астрофизический журнал . 660 (2): 1486–1491. arXiv : astro-ph/0701463 . Бибкод : 2007ApJ...660.1486S . дои : 10.1086/513012 . S2CID 2445038 .
^ Оливье, Э.А.; Вуд, PR (2003). «О происхождении длинных вторичных периодов полурегулярных переменных». Астрофизический журнал . 584 (2): 1035. Бибкод : 2003ApJ...584.1035O . CiteSeerX 10.1.1.514.3679 . дои : 10.1086/345715 . S2CID 40373007 .
^ Переменная звезда сезона, зима 2005 г.: Звезды бета-цефеи и их родственники. Архивировано 15 июня 2010 г. в Wayback Machine , Джон Перси, AAVSO . По состоянию на 2 октября 2008 г.
^ Леш, младший; Айзенман, М.Л. (1978). «Наблюдательный статус звезд Бета Цефеи». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 16 : 215–240. Бибкод : 1978ARA&A..16..215L . дои : 10.1146/annurev.aa.16.090178.001243 .
^ Де Кэт, П. (2002). «Наблюдательный обзор пульсаций в β-звездах Cep и медленно пульсирующих B-звездах (приглашенный доклад)». Радиальные и нерадиальные пульсации как зонды звездной физики . 259 : 196. Бибкод : 2002ASPC..259..196D .
^ Килкенни, Д. (2007). «Пульсирующие горячие субкарлики — обзор наблюдений» . Коммуникации в астеросейсмологии . 150 : 234–240. Бибкод : 2007CoAst.150..234K . дои : 10.1553/cia150s234 .
^ Кестер, Д.; Чанмугам, Г. (1990). «ОБЗОР: Физика звезд белых карликов» . Отчеты о прогрессе в физике . 53 (7): 837. Бибкод : 1990РПФ...53..837К . дои : 10.1088/0034-4885/53/7/001 . S2CID 122582479 .
^ Мёрдин, Пол (2002). Энциклопедия астрономии и астрофизики . Бибкод : 2002eaa..книга.....М . ISBN 0-333-75088-8 .
^ Кирион, П.-О.; Фонтейн, Г.; Брассар, П. (2007). «Картирование областей нестабильности звезд GW Vir на диаграмме эффективной температуры-поверхностной гравитации» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 171 (1): 219–248. Бибкод : 2007ApJS..171..219Q . дои : 10.1086/513870 .
^ Нагель, Т.; Вернер, К. (2004). «Обнаружение нерадиальных пульсаций g-моды у недавно открытой звезды PG 1159 HE 1429-1209». Астрономия и астрофизика . 426 (2): Л45. arXiv : astro-ph/0409243 . Бибкод : 2004A&A...426L..45N . дои : 10.1051/0004-6361:200400079 . S2CID 9481357 .
^ Дорн-Валленштейн, Тревор З.; Левеск, Эмили М.; Ньюджент, Кэтрин Ф.; Давенпорт, Джеймс Р.А.; Моррис, Бретт М.; Гуткин, Кейан (2020). «Кратковременная изменчивость эволюционировавших массивных звезд с TESS II: новый класс холодных пульсирующих сверхгигантов» . Астрофизический журнал . 902 (1): 24. arXiv : 2008.11723 . Бибкод : 2020ApJ...902...24D . дои : 10.3847/1538-4357/abb318 . S2CID 221340538 .
^ «Вращающиеся переменные: картографирование поверхностей звезд | аавсо» . www.aavso.org . Проверено 12 декабря 2023 г.
^ «MAST: Архив космических телескопов Барбары А. Микульски» . Научный институт космического телескопа . Проверено 8 декабря 2021 г.
^ Панов, К.; Димитров, Д. (май 2007 г.). «Длительное фотометрическое исследование FK Comae Berenices и HD 199178» . Астрономия и астрофизика . 467 (1): 229–235. Бибкод : 2007A&A...467..229P . дои : 10.1051/0004-6361:20065596 . S2CID 120275241 .
^ Ливио, Марио; Сокер, Ноам (июнь 1988 г.). «Фаза общей оболочки в эволюции двойных звезд». Астрофизический журнал . 329 : 764. Бибкод : 1988ApJ...329..764L . дои : 10.1086/166419 .

Библиография

Эддингтон, AS; Плакидис, С. (1929). «Неравномерности периода длиннопериодических переменных звезд» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 90 (1). Лондон, Великобритания: 65–71. дои : 10.1093/mnras/90.1.65 . Проверено 17 февраля 2023 г.

Внешние ссылки

[1] Алексеев, Борис В. (01.01.2017), Алексеев, Борис В. (ред.), «Глава 7 - Нелокальная теория переменных звезд» , Нелокальная астрофизика , Elsevier, стр. 321–377, doi : 10.1016/b978 -0-444-64019-2.00007-7 , ISBN 978-0-444-64019-2 , получено 6 июня 2023 г.

[2] Фрелих, К. (2006). «Изменчивость солнечного излучения с 1978 года». Обзоры космической науки . 125 (1–4): 53–65. Бибкод : 2006ССРв..125...53Ф . дои : 10.1007/s11214-006-9046-5 . S2CID 54697141 .

[3] Порседду, С.; Джетсу, Л.; Лютинен, Дж.; Каяткари, П.; Лехтинен, Дж.; Маркканен, Т.; и др. (2008). «Свидетельства периодичности в древнеегипетских календарях счастливых и неудачных дней» . Кембриджский археологический журнал . 18 (3): 327–339. Бибкод : 2008CArcJ..18..327P . дои : 10.1017/S0959774308000395 . S2CID 162969143 .

[4] Джетсу, Л.; Порседду, С.; Лютинен, Дж.; Каяткари, П.; Лехтинен, Дж.; Маркканен, Т.; и др. (2013). «Записали ли древние египтяне период затменного двоичного Алгола – Бушующего?». Астрофизический журнал . 773 (1): А1 (14 стр.). arXiv : 1204.6206 . Бибкод : 2013ApJ...773....1J . дои : 10.1088/0004-637X/773/1/1 . S2CID 119191453 .

[5] Джетсу, Л.; Порседду, С. (2015). «Смещение вех естественных наук: подтверждено древнеегипетское открытие периода Алгола» . ПЛОС ОДИН . 10 (12): е.0144140 (23стр.). arXiv : 1601.06990 . Бибкод : 2015PLoSO..1044140J . дои : 10.1371/journal.pone.0144140 . ПМК 4683080 . ПМИД 26679699 .

[6] Хамахер, Д.В. (2018). «Наблюдения аборигенов Австралии за переменными звездами красных гигантов» . Австралийский журнал антропологии . 29 (1): 89–107. arXiv : 1709.04634 . Бибкод : 2018AuJan..29...89H . дои : 10.1111/taja.12257 . hdl : 11343/293572 . S2CID 119453488 .

[7] Шефер, Бельгия (2018). «Да, австралийские аборигены могли открыть и открыли изменчивость Бетельгейзе» . Журнал астрономической истории и наследия . 21 (1): 7–12. arXiv : 1808.01862 . дои : 10.3724/SP.J.1440-2807.2018.01.02 . S2CID 119209432 .

[8] Хамахер, Д.В. (2022). Первые астрономы . Сидней: Аллен и Анвин. стр. 144–166. ISBN 9781760877200 .

[9] Самус, Нью-Йорк; Казаровец Е.В.; Дурлевич, О.В. (2001). «Общий каталог переменных звезд». Одесские астрономические издания . 14 : 266. Бибкод : 2001OAP....14..266S .

[10] «Классификация переменных звезд и кривые блеска» (PDF) . Проверено 15 апреля 2020 г.

[11] «OpenStax: Астрономия | 19.3 Переменные звезды: один ключ к космическим расстояниям | Цилиндр» . tophat.com . Проверено 15 апреля 2020 г.

[12] Бернелл, С. Джоселин Белл (26 февраля 2004 г.). Знакомство с Солнцем и звездами . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-54622-5 .

[13] Местель, Леон (2004). «2004JAHH....7...65M Страница 65» . Журнал астрономической истории и наследия . 7 (2): 65. Бибкод : 2004JAHH....7...65M . дои : 10.3724/SP.J.1440-2807.2004.02.01 . S2CID 256563765 . Проверено 15 апреля 2020 г.

[14] Кокс, JP (1967). "1967IAUS...28....3C Страница 3" . Аэродинамические явления в звездных атмосферах . 28 : 3. Бибкод : 1967IAUS...28....3C . Проверено 15 апреля 2020 г.

[15] Кокс, Джон П. (1963). «1963ApJ...138..487C Страница 487» . Астрофизический журнал . 138 : 487. Бибкод : 1963ApJ...138..487C . дои : 10.1086/147661 . Проверено 15 апреля 2020 г.

[messina-16] Мессина, Серджио (2007). «Доказательства пульсационного происхождения длинных вторичных периодов: красный сверхгигант V424 Lac (HD 216946)». Новая астрономия . 12 (7): 556–561. Бибкод : 2007НовыйА...12..556М . дои : 10.1016/j.newast.2007.04.002 .

[17] Сошинский, И. (2007). «Длинные вторичные периоды и двойственность красных гигантов». Астрофизический журнал . 660 (2): 1486–1491. arXiv : astro-ph/0701463 . Бибкод : 2007ApJ...660.1486S . дои : 10.1086/513012 . S2CID 2445038 .

[18] Оливье, Э.А.; Вуд, PR (2003). «О происхождении длинных вторичных периодов полурегулярных переменных». Астрофизический журнал . 584 (2): 1035. Бибкод : 2003ApJ...584.1035O . CiteSeerX 10.1.1.514.3679 . дои : 10.1086/345715 . S2CID 40373007 .

[19] Переменная звезда сезона, зима 2005 г.: Звезды бета-цефеи и их родственники. Архивировано 15 июня 2010 г. в Wayback Machine , Джон Перси, AAVSO . По состоянию на 2 октября 2008 г.

[20] Леш, младший; Айзенман, М.Л. (1978). «Наблюдательный статус звезд Бета Цефеи». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 16 : 215–240. Бибкод : 1978ARA&A..16..215L . дои : 10.1146/annurev.aa.16.090178.001243 .

[spb-21] Де Кэт, П. (2002). «Наблюдательный обзор пульсаций в β-звездах Cep и медленно пульсирующих B-звездах (приглашенный доклад)». Радиальные и нерадиальные пульсации как зонды звездной физики . 259 : 196. Бибкод : 2002ASPC..259..196D .

[kilkenny-22] Килкенни, Д. (2007). «Пульсирующие горячие субкарлики — обзор наблюдений» . Коммуникации в астеросейсмологии . 150 : 234–240. Бибкод : 2007CoAst.150..234K . дои : 10.1553/cia150s234 .

[physrev-23] Кестер, Д.; Чанмугам, Г. (1990). «ОБЗОР: Физика звезд белых карликов» . Отчеты о прогрессе в физике . 53 (7): 837. Бибкод : 1990РПФ...53..837К . дои : 10.1088/0034-4885/53/7/001 . S2CID 122582479 .

[wden-24] Мёрдин, Пол (2002). Энциклопедия астрономии и астрофизики . Бибкод : 2002eaa..книга.....М . ISBN 0-333-75088-8 .

[quirion-25] Кирион, П.-О.; Фонтейн, Г.; Брассар, П. (2007). «Картирование областей нестабильности звезд GW Vir на диаграмме эффективной температуры-поверхностной гравитации» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 171 (1): 219–248. Бибкод : 2007ApJS..171..219Q . дои : 10.1086/513870 .

[26] Нагель, Т.; Вернер, К. (2004). «Обнаружение нерадиальных пульсаций g-моды у недавно открытой звезды PG 1159 HE 1429-1209». Астрономия и астрофизика . 426 (2): Л45. arXiv : astro-ph/0409243 . Бибкод : 2004A&A...426L..45N . дои : 10.1051/0004-6361:200400079 . S2CID 9481357 .

[trevor2020-27] Дорн-Валленштейн, Тревор З.; Левеск, Эмили М.; Ньюджент, Кэтрин Ф.; Давенпорт, Джеймс Р.А.; Моррис, Бретт М.; Гуткин, Кейан (2020). «Кратковременная изменчивость эволюционировавших массивных звезд с TESS II: новый класс холодных пульсирующих сверхгигантов» . Астрофизический журнал . 902 (1): 24. arXiv : 2008.11723 . Бибкод : 2020ApJ...902...24D . дои : 10.3847/1538-4357/abb318 . S2CID 221340538 .

[28] «Вращающиеся переменные: картографирование поверхностей звезд | аавсо» . www.aavso.org . Проверено 12 декабря 2023 г.

[MAST-29] «MAST: Архив космических телескопов Барбары А. Микульски» . Научный институт космического телескопа . Проверено 8 декабря 2021 г.

[Panov-30] Панов, К.; Димитров, Д. (май 2007 г.). «Длительное фотометрическое исследование FK Comae Berenices и HD 199178» . Астрономия и астрофизика . 467 (1): 229–235. Бибкод : 2007A&A...467..229P . дои : 10.1051/0004-6361:20065596 . S2CID 120275241 .

[Livio_Stoker_1988-31] Ливио, Марио; Сокер, Ноам (июнь 1988 г.). «Фаза общей оболочки в эволюции двойных звезд». Астрофизический журнал . 329 : 764. Бибкод : 1988ApJ...329..764L . дои : 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]