1. Переменные звезды - звезды, блеск которых изменяется. Первая переменная открыта в 1596г Давидом Фабрициус (Германия) - о Кита (Мира Кита или Удивительная Кита).
Изменение блеска, происходящее по разным причинам, может происходить строго периодически (правильные), с нарушением периодичности (полуправильные) и хаотически (неправильные). Так к строго периодическим (правильным) относятся уже изученные затменно-переменные звезды. Но существуют различные типы физически переменных звезд, изменение блеска которых связано с происходящими на них физическими процессами. Принятые способы обозначения переменных звезд восходят, главным образом, к обозначениям Ф.В.А. Аргеландера, который использовал для девяти самых ярких переменных в каждом созвездии буквы от R до Z в соединении с названием созвездия. Для последующих переменных стали использовать пары букв, от RR до RZ, от SS до SZ и так далее, вплоть до ZZ (буква J опускается). Затем используются пары букв от AA до AZ, от BB до BZ и так далее, что доводит число доступных обозначений до 334. Однако во многих созвездиях число открытых переменных намного превысило предельное значение 334, так что эти звезды стали обозначать просто как V335, V336, и так далее.
2. Физически переменные звезды - на короткопериодические (период изменения блеска от 1 до 90 суток) и долгопериодические (период изменения блеска от 90 до 739 суток).
1) Цефеиды - весьма распространенные, вид строго периодических (правильных) физически переменных звезд с изменением блеска до 1,5m. Название получили от классической звезды d Цефея с Т= 5дней 8 часов 37 минут. Поскольку это яркие желтые гиганты, обладающие колоссальной светимостью, поэтому их называют “маяки Вселенной”.
В 1912г Хенриетта Ливитт (США) устанавливает зависимость “период-светимость” для цефеид. Сейчас по ним можно определять расстояние до 20 Мпк, вычислив абсолютную звездную величину для короткопериодических М» -1,67-2,54 lg р, для долгопериодических М» 0,2 (2-lg р) и применив формулу lg D =0,2 (m-M)+1. По формуле lg L = 2,47+1,15 lg р можно определить светимость цефеиды в сравнении со светимостью Солнца.
2). Другие периодические (правильные). Вот некоторые:
а) Мириды – красные гиганты, Т=90¸ 730 суток. Прототип о Кита (Мира Кита или Удивительная Кита). Мира - гигант класса М (R=390R¤, M=10M¤), яркость которой изменяется от 2m до 10,1m с периодом 331,6 дней.
б) Лириды – гигантские белые и желтые звезды класса А и F с Т=0,2¸ 1,2 суток и изменением яркости от 0,2m до 2,0m (прототип RR Лиры, существует три подтипа Лирид)- старые звезды с пониженным содержанием тяжелых элементов.
и другие
2. Полуправильные – на определенный период накладываются более мелкие колебания.
а) Типа d Щита, класс F с изменением блеска на 0,25m, Т=3¸ 14,6 часа. Интересна n Эридана, Т=4ч 10м накладывается на Тmax= 5,25 дня. Прототип мало амплитудных z Близнецов.
б) Типа RV Тельца с Т= 30¸ 150 дней, или DF Лебедя с Т=49,808 дня. И другие типы правильных, полуправильных и неправильных.
4. Вспыхивающие звезды (новая) - звезда, яркость которой внезапно увеличивается примерно на десять звездных величин (обычно от 2m до 8m), а затем постепенно (в течение нескольких месяцев) падает. Новые представляют собой тесные двойные звезды, один из компонентов которых - белый карлик. В любой галактике, как правило, в год возникает несколько десятков новых в двойных системах. Считается, что четверть всех звезд вспыхивает. Зависимость между силой взрыва и длительностью периода установили П.П.Перенаго и Б.В.Кукаркин.
Вот некоторые:
А) тип UV Кита (открыл В.Люйтер (1948г, США), вспыхивает вследствие мощных магнитных изменений. За » 30 час светимость изменяется в 100 раз. Известно > 100 звезд. Вспышки не регулярны, кратковременны.
Б) Тип U Близнецов (короткопериодические двойные системы- обычно обычная звезда и белый карлик, открыта 15.12.1855г Джоном Хайд (Англия)) вспышки через 3-4 месяца, с изменяем светимости â 100 раз – карликовые новые.
В) Тип R Северной Короны – сверхгиганты, вспышки - подъем вещества из недр звезды на поверхность (выброс).
5.Взрывающиеся звезды (сверхновые)- катастрофический взрыв звезды, в ходе которого выделяется так много энергии, что по яркости она может превзойти всю галактику с ее миллиардами звезд. Кроме того, в десять раз больше энергии выделяется в виде кинетической энергии выброшенного взрывом вещества и еще в сто раз больше - в виде энергии нейтрино. Взрыв сверхновой происходит, когда старая массивная звезда (более 8 масс Солнца) истощает запас ядерного топлива. В этих условиях ядро становится неустойчивым и коллапсирует (меньше чем за секунду). Оставшееся ядро представляет собой нейтронную звезду (пульсар) с массой не превосходящей трех солнечных и размером в 20-30 км. Магнитное поле под действием мощной ударной волны усиливается, и скорость вращения остатка возрастает. Первый ПУЛЬСАР (нейтронная звезда) открыт в созвездии Лисичка в 1967 году Энтони Хьюиш (Англия). Сейчас известно >600 пульсаров. При более значимых массах взрыв сверхновой приводит к образованию черной дыры.
Сверхновая - очень редкое событие: за последнюю тысячу лет в Галактике визуально наблюдалось только пять сверхновых, а по подсчетам взрывается одна в среднем в 30 лет, но в большинстве скрыты затеняющей пылью. Первую сверхновую упоминает Гиппарх (134г до НЭ), вспыхнувшую в нашей Галактике.