Важнейшие закономерности в мире звезд эволюция звезд: Реферат по астрономии на тему «Важнейшие закономерности в мире звезд» 2023 год

Содержание

Реферат по астрономии на тему «Важнейшие закономерности в мире звезд» 2023 год

или напишите нам прямо сейчас

Написать в WhatsApp

Введение Звезды – массивные горячие газовые шары. Они подобны Солнцу, но значительно удалены от нас. Звезды кажутся неизменными, потому что процессы, происходящие с ними, слишком медленные по земным масштабам. Звезды «стареют», со временем изменяя свою яркость, могут отдавать в пространство часть своего вещества, «умирают», переставая излучать видимый свет, или могут взрываться. Ответ на вопрос, почему звезды могут светить, был получен только в середине ХХ века с развитием физики атомных ядер и открытия ядерных реакций. Распространенность элементов во Вселенной и ее изменение со временем почти полностью определяются процессами, протекающими в недрах звезд [4]. Со временем меняется светимость и химический состав звезд [2]. Эти изменения физических характеристик, внутреннего строения и химического состава называются эволюцией звезды. Ход эволюции подчиняется определенным закономерностям и зависит от массы звезды и ее исходного химического состава, что, в свою очередь, зависит от времени, когда образовалась звезда. Цель данной работы – изучить, что лежит в основе светимости звезд, и рассмотреть этап их эволюции от возникновения до «смерти».

Глава 1 Физические закономерности, связывающие светимость, температуру и спектр звезды.

По степени внешнего блеска звезды давно разделяют на яркие и слабые. Еще Гиппарх в II веке до н.э. разделил невооруженным глазом звезды на 6 классов в зависимости от уровня яркости. Современная классификация была создана в середине 19 века Н.Погсоном. Блеск звезды выражается освещенностью Eν, которую создает звезда в зрачке наблюдателя. Мерой яркости звезды с точки зрения земного наблюдателя служит видимая звездная величина.

Она обозначается буквой m. Соответственно классы звезд, которые имеют 1-6 звездные величины, обозначаются, соответственно, от 1m до 6m. Чем ярче объект, тем больше m. Погсон установил закон, получивший его имя, который определяет отношение освещенностей, создаваемых двумя звездами, через разность их звездных величин. lg∗E m−m0=−2,5 ν E ν 0 Где m и m0 – звездные величины двух звезд, а Eν и Eν0 – их освещенности. Из этой формулы следует, что ощущение света подчиняется логарифмическому закону. Глаз человека обладает меньшей чувствительностью к большим освещенностям и большой чувствительностью к слабой освещенности. Звездная величина почти ничего не говорит о действительной светимости звезды, т.к. зависит от расстояния между звездой и наблюдателем. Для оценки реальной светимости была введена шкала абсолютных звездных величин. Это такая звездная величина, которую имела бы данная звезда, располагаясь на расстоянии 10 пк от Земли.

Связь между видимой и абсолютной звездной величиной можно вывести по формуле М = m−5lg d ,0 Где М – абсолютная звездная величина, m – видимая звездная величина, d – расстояние до звезды, d0 – 10 парсеков. Температуру звезды с ее светимостью связывает закон Стефана- Больцмана. Он записывается в виде следующей формулы: Е = σТ4 Где Т – температура в кельвинах, σ – постоянная Больцмана. Как видно из формулы, при повышении температуры светимость растет в значительно большей степени. Одна из главных физических закономерностей в мире звезд связывает спектр излучения звезды с ее температурой. Открытие этой закономерности принадлежит американскому астрофизику Г.Н.Ресселу и голландскому астроному Э. Рерцшпрунгу. На основе данных значений спектров и светимостей различных звезд была построена диаграмма «спектр- светимость» (см.рис.). Спектр излучения определяется температурой звезды, светимость – звездной величиной. На оси ординат откладывают логарифмы светимостей или абсолютные звездные величин, а по оси абсцисс – спектральные классы или соответствующие им логарифмы температур.

На диаграмме выделяются несколько областей. По диагонали располагается так называемая «главная последовательность», за ее пределами располагаются белые карлики, красные гиганты, красные сверхгиганты и гиганты асимптотической ветви. Подавляющее большинство всех наблюдаемых звезд располагается на главной последовательности. Т.е. светимость, радиус и температура звезд уменьшаются одновременно. Сверху вниз по линии главной последовательности яркие голубые звезды сменяются красными холодными. Солнце также располагается на главной последовательности. Ветвь гигантов составляют близкие по светимости, но различающиеся по спектру звезды [9]. Белые карлики – это компактные объекты, радиусы которых равны несколько тысяч километров, массы близки к 0,6 солнечных масс, а светимость низка. Из-за высокой плотности вещества электроннаякомпонента газа в их недрах сильно вырождена. Давление вырожденного электронного газа противостоит гравитационному сжатию.

Звезда светит за счет тепловой энергии ионов, поэтому при исчерпании тепловой энергии, запасенных в недрах звезды, она тухнет [4]. Субкарлики отличаются от звезд главной последовательности низким содержание тяжелых элементов. Разница в химическом составе приводит к отличию в светимости от звезд главной последовательности

Глава 2 Механизм излучения звезд

Мощное излучение звезды обеспечивается ее огромной массой и температурой. Звезда излучает как сильно нагретое тело. С физической точки зрения свет появляется по тому же механизму, что и от нити накаливания в электрической лампочке. Наружные слои звезд имеют температуру несколько тысяч кельвинов. Чем выше температура, тем больше световая энергия смещена в коротковолновую часть спектра, и наоборот. Поэтому горячие звезды выглядят голубоватыми, а более холодные – красноватыми. Мощность излучения звезды называют светимостью, это полная энергия, излучаемая звездой за 1 с.

Для Солнца светимость составляет 3,8*1026 Вт [2]. Звезды состоят из горячего газа, находящегося в состоянии плазмы. Об этом говорит их высокая температура, при которой невозможно существование твердого или жидкого состояния, и спектры звезд. 98% массы звезды составляют два самым легких элемента – водород и гелий. В недрах звезд температура достигает миллионов кельвинов. Ее нельзя непосредственно измерить, она оценивается путем теоретических расчетов. Вторая особенность звезд – высокая плотность газа в недрах, часто измеряемая сотнями тонн в м3. Внешние слои звезды под действием гравитации притягиваются к центру, и давят своим весом на те, что расположены в центре. Силы гравитационного сжатия уравновешены силами газового давления внутри звезды. В условиях высоких давлений и температур основным источником энергии звезды является взаимодействие между атомными ядрами водорода – протонами. Протоны имеют положительный заряд и отталкиваются друг от друга.

Для того, чтобы вступить во взаимодействие, ядра должны сблизиться на расстояние 10-15 м. Такое возможно только благодаря высокой кинетической энергии протонов в очень горячем газе в центральной области звезды [2]. В результате сталкивания ядер водорода происходит ядерная реакция синтеза. Из 4 протонов образуется одно ядро гелия, что сопровождается выделением энергии. Эта энергия поддерживает высокую температуру в недрах звезды и компенсирует потерю энергии излучением. 4 1Н = 4Не = 4,3*10-12 Дж Масса одного ядра гелия равна 6,63*10-27 кг, масса одного ядра водорода – 1,67*10-27 кг. Масса четырех ядер водорода больше массы одного ядра гелия на 5*10-29 кг. Энергия, соответствующая этой разнице в массе, уносится от звезды в виде квантов излучения и нейтрино. За одну секунду звезда типа Солнца теряет миллионы тонн своей массы [2]. Однако запасы водорода в центральной зоне звезды настолько велики, что ядерные реакции могут протекать миллиарды лет [7].

Звезда относительно стабильна, пока она содержит запас водорода в центральной зоне. На протяжении своей жизни она находится в равновесии между силами гравитационного сжатия, направленными внутрь, и силами радиационного давления, направленными наружу [1]. По мере жизни звезды происходит небольшое изменение ее светимости и размеров. Например, за 4,5 миллиарда лет жизни Солнце его радиус увеличился на 6%, а температура поверхности выросла с 5500 К до 5800 К [1].

Глава 3 Образование звезд

Рождение звезды – образование равновесного объекта, излучение которого поддерживается за счет собственных источников энергии. Смерть звезды – необратимое нарушение равновесия, ведущее к разрушению или сжатию звезды. Согласно современным представлениям об эволюции Вселенной, первые галактики и звезды начали появляться через миллиард лет после образования Вселенной. К этому времени вещество Вселенной успело охладиться.

Для образования крупномасштабных структур было необходимо появление случайных скоплений вещества (флуктуаций) в однородном и изотропном пространстве. Эти скопления становятся «затравками» для дальнейшего уплотнения вещества. Они постепенно отстают в расширении от остальной Вселенной [8]. Звезды и галактики образовались практически одновременно. Согласно Мэй и соавт., из-за отсутствия углерода, кислорода и других, более тяжелых, элементов процесс сгущения межзвездного газа шел медленно, могли сжиматься только гигантские облака. В первую очередь сформировались звезды, в сотни раз превосходившие массу Солнца. Они были неустойчивыми и жили всего несколько миллионов лет [6]. Таким образом, могло смениться не одно поколение звезд. В недрах звезд протекал термоядерный синтез химических элементов тяжелее гелия. При взрыве звезд они попадали в первичную водородно-гелиевую звезду и участвовали в формировании новых звезд. Процесс звездообразования происходит непрерывно.

Местом рождения звезд становятся туманности – облака межзвездной пыли и газов. Началом формирования звезды может стать случайное возмущение туманности. Т.к. в туманности сосредоточено вещество массой 1000 солнечных масс, его достаточно для образования нескольких звезд. Обычно из одной туманности образуется много звезд, формирующих звездный кластер [1]. Звезды образуются за счет гравитационной конденсации вещества межзвездной среды. Сжатие приводит к разогреву центральной зоны звезды до температуры, при которой запускается термоядерная реакция [7]. Чем выше масса протозвезды, тем быстрее она сжимается и тем быстрее растет температура внутри нее. Первоначально сжатие идет с ускорением. Затем, когда объект становится непрозрачным для инфракрасных лучей, отвод тепла из внутренних областей уменьшается и сжатие замедляется из-за увеличения внутренней температуры и давления [9]. Если масса звезды меньше 0,08 солнечной, то гравитационные силы оказываются недостаточными для запуска термоядерных реакций [1].

Когда запускаются термоядерные реакции, протозвезда становится звездой главной последовательности. Здесь она остается около 90% своей жизни. С течением времени запасы водорода уменьшаются, давление внешних слоев возрастает, плотность ядра растет. Это приводит к увеличениюсветимости звезды. Чем массивнее звезда, тем быстрее она эволюционирует, увеличивая светимость. Звезды по массе близкие к Солнцу проводят на главной последовательности около 10 миллиардов лет. Малые звезды остаются на главной последовательности более 50 миллиардов лет. Сначала считалось, что звезды эволюционируют вдоль главной последовательности, т.е. вновь образовавшаяся звезда является красным гигантом, который, сжимаясь, увеличивает температуру, пока не превращается в голубой гигант, находящийся в верхнем левом углу диаграммы. Теперь известно, что звезды в ходе своей эволюции описывают на диаграмме более сложную траекторию. Глава 4 Последние стадии эволюции звезд После выгорания водорода у звезды образуется гелиевое ядро.

Термоядерные реакции продолжают протекать только на периферии ядра. Ядро сжимается, внешняя оболочка расширяется до колоссальных размеров. Внешняя температура снижается, а внутренняя — повышается, звезда переходит в стадию красного гиганта и происходит синтез химических элементов. Высокая внутренняя температура приводит к тому, что в термоядерные реакции включаются более тяжелые ядра. Красный гигант постоянно теряет вещество, которое уходит в космическое пространство. Когда внутренние источники энергии истощаются, судьба звезды зависит от ее массы. Звезды массой 1,4 массы Солнца превращаются в белые карлики. Масса, равная 1,4 солнечным массам, называется чандрасекаровским пределом [10]. Белые карлики сильно сжимаются, плотность настолько растет, что электроны образуют вырожденный газ. Звезда постепенно охлаждается и меняет цвет последовательно на желтый и красный. В конце концов она перестает излучать и превращается в черный карлик – мертвое холодное тело, по размеру сравнимое с размером Земли, а по массе – с массой Солнца.

Если масса звезды более 1,4 массы Солнца, она может взорваться, испуская значительную часть своего вещества в окружающее пространство. Это называется вспышкой сверхновой. На месте звезды образуется газовая туманность. Может остаться нейтронная звезда. Ее масса близка к солнечной, а диаметр составляет всего около 30 км. Плотность нейтронной звезды огромна – около 200 миллионов т/см3. Нейтронные звезды образуются при взрыве сверхновой, когда оболочка массивной звезды сбрасывается, а ядро сжимается. В нейтронной звезде силе гравитации противодействует градиент давления вырожденного нейтронного вещества [10]. Если масса белого карлика в 2-3 раза больше массы Солнца, то гравитационное сжатие превращает звезду в черную дыру. Черная дыра – область пространства, в которой сосредоточены огромные массы вещества, создающие сильное поле тяготения. Сила тяготения настолько велика, что она не позволяет ни материальным частицам, ни квантам света выйти за пределы черной дыры.

Эти пределы называют горизонтом событий черной дыры. Для того, чтобы покинуть пределы тяготения черной дыры, необходимо развить скорость большую, чем скорость света. Внутри черной дыры пространство сильно искривлено, а время бесконечно замедлено. Общая теория относительности описывает чёрную дыру как гравитационную могилу всего того, что она успела захватить. [3].Выводы Звезды – раскаленные газовые шары. Светимость звезд поддерживается за счет энергии, выделяющейся в результате термоядерной реакции слияния двух ядер водорода в ядро гелия, которая протекает в недрах звезды. Такие характеристики звезды, как светимость, спектр, масса и температура, взаимосвязаны рядом физических законов. Эта зависимость связана с изменениями, происходящими в процессе эволюции звезд. Звезды образуются за счет конденсации облаков космического газа и пыли. В какой-то момент протозвезда конденсируется настолько, что высокое давление в ее центре становится достаточным для запуска термоядерной реакции.

Звезды изменяются со временем. До тех пор, пока в ядре есть достаточный запас водорода, масса, светимость и температура звезды относительно стабильны. После выгорания водорода ядро сжимается, звезда превращается в красного гиганта. Затем, в зависимости от массы, звезда становится остывшим черным карликом, либо вспыхивает сверхновой, либо превращается в черную дыру.

Литература

1 Глазков В.Н. Астрономия / В.Н. Глазков — М., 2015 – 231 с. 2 Засов А.В. Астрономия: Учеб. пособие. / А.В.Засов, Э.В.Кононович —М.: ФИЗМАТЛИТ, 2011 — 256 с. 3 Звезды /Ред.-сост. В.Г.Сурдин – М.Физматлит, 2009 – 428 с. 4 Иванов В.В. Астрофизика / В.В.Иванов. – СПб., 2006 – 303 с 5 Машонкина Л.И. Задачи и Упражнения по Общей Астрономии / Л.И. Машонкина, В.Ф. Сулейманов — Казань, Казанский университет, 2003 — 100 с. 6 Мэй Б. Большой взрыв. Полная история Вселенной: пер. с англ. / Б.Мэй, П.Мур, К. Линтотт — М.: Ниола-Пресс, 2007 – 191 с. 7 Найдыш В.М. Концепции современного естествознания: Учеб. пособие. / В.М.Найдыш -М.:Гардарики,2001.-476с 8 Садохин А.П. Концепции современного естествознания. 2-е изд., перераб. и доп. / А.П.Садохин — М.: ЮНИТИ-ДАНА, 2006 — 447 с. 9 Соломатин В.А. История и концепции современного естествознания:Учебник для вузов. — М.: ПЕР СЭ, 2002 — 464 с. 10 Черепащук А.М. Демография черных дыр / А.М.Черепащук // Природа. – 2006 — № 10 – С. 1-17

или напишите нам прямо сейчас

Написать в WhatsApp

ВАЖНЕЙШИЕ ЗАКОНОМЕРНОСТИ В МИРЕ ЗВЕЗД. ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД

Архитектура
Астрономия
Аудит
Культура
Логика
Реклама
Науковедение
Украиноведение
БЖД

Астрономия, авиация, космонавтика ВАЖНЕЙШИЕ ЗАКОНОМЕРНОСТИ В МИРЕ ЗВЕЗД. ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД

Мы видели, что существуют и одиночные, и двойные, и кратные звезды, сменные звезды разных типов, новые и надновые, сверхгиганты и карлики, зрении разнообразнейший размеров, світностей, температур и плотностей. Не создают ли они хаос физических характеристик? Оказывается, ни. Обобщая добытые данные о звездах, установили ряд закономерностей между ними.

Сопоставляя известные массы и светимости звезд, убеждаемся, что с увеличением массы быстро возрастает светимость звезд: L  m3,9. За этой так называемой зависимостью «масса — светимость» можно определить массу одиночной звезды, знавая ее светимость (белые карлики этой зависимости не подлежат).

Для наиболее распространенных типов звезд исполняется формула

L  R5,2, где R — радиус звезды. Во всех случаях берется полная светимость. Эти формулы показывают, что включенные к ним физические характеристики звезд взаимосвязанные.

Чрезвычайно большой интерес представляет сопоставление светимости звезд с их температурой и цветом. Эта зависимость представлена на : диаграмме «цвет — светимость» (К — С) (диаграмма Герцшпрунга — Рессела, см. задний форзац). На этой диаграмме по оси ординат откладывают логарифмы світностей или абсолютные звездные величины М, а по оси абсцисс — спектральные классы, или соответствующие им логарифмы температур, или величину, которая характеризует цвет. Точки, которые отвечают звездам с известными характеристиками, размещаются на диаграмме не хаотически, а вдоль некоторых линий — последовательностей. Большинство их размещается вдоль преклонной линии, которая идет слева сверху вправо вниз. В этом направлении уменьшаются одновременно светимости, радиусы и температуры звезд. Это главная последовательность. На ней. стрелкой обозначено положения Солнца как звезды — желтого карлика. Параллельно главной последовательности размещается последовательность субкарликів, которые на одну звездную величину более слабые, чем звезды главной последовательности с такой самой температурой. Вверху параллельно осы абсцисс размещенная последовательность сверхгигантов. В них цвет и температура разные, а светимость почти одинаковая.

От середины главной последовательности вправо вверх отходит последовательность красных гигантов. В конце концов, внизу содержатся белые карлики с разными температурами. Бело-голубую последовательность представляют звезды, которые вспыхивают как новые, и другие типы горячих зір.

Принадлежность звезды к той или другой последовательности можно распознать за некоторыми деталями в ее спектре.

Как видим, в природе не существует произвольных комбинаций массы, светимости, температуры и радиуса. За теорией место звезды на диаграмме К — С определяется прежде всего ее массой и возрастом, ведь диаграмма отображает эволюцию зір.

Чем масивніша звезда, тем высшая температура в ее недрах и тем быстрее «выгорает» водород, превращаясь в гелий. Голубые звезды, которые принадлежат к главной последовательности, «сжигают» водород за 106—107 лет, а такие, как Солнце, лишь за 10’° лет. Внутренней энергии Солнца хватит еще на миллиарды років.

С выгоранием водорода в центре звезды ее эволюция ускоряется. Звезда превращается в красный гигант. В плотном и горячем ядре в красных гигантах происходит реакция синтеза углерода из гелия. С уменьшением запасов гелия эта реакция прекращается. Звезда сжимается, переходит в стан белого, чрезвычайно густого карлика. Имея небольшую поверхность (и потому тратя мало энергии), белый карлик может светить очень продолжительное время. Так происходит эволюция Солнца и зрение, масса которых не превышает его массу.

В звездной Вселенной происходят не только медленные изменения, а и быстрые, даже катастрофические. Например, за время порядка года обычная на вид звезда вспыхивает как надновая и приблизительно за то самое время ее яркость спадает. Вследствие этого она, наверное, превращается в крохотную звезду, размером близко 10-20 км, которая состоит из нейтронов и оборачивается с периодом порядка секунды и быстрее (нейтронную звезду). ее плотность возрастает к плотности атомных ядер (1016 кг/м3) и она становится могущественным излучателем радио- и рентгеновских лучей, которые, как и ее свет, пульсируют с периодом обращения звезды. Примером такого пульсара, как их называют, есть слабая звездочка в центре Крабрподібної радіотуманності, которые расширяется. Остатков вспышек надновых звезд в виде пульсаров и радіотуманностей, наподобие Крабо-подібної, известно уже много.

Нейтронные звезды — это конечная стадия эволюции звезд с ненамного большей, чем у Солнца, массой.

Считают, что звезды с массой, которая значительно превышает солнечную, завершают свою эволюцию, превращаясь в объект большой плотности размером приблизительно как нейтронная звезда, гравитационное поле которого препятствует излучению света. Такой объект называют черной дырой.

Предыдущая страница

Следующая страница

Вернуться назад

Звезда | Определение, свет, имена и факты

открытое скопление NGC 290

Посмотреть все СМИ

Ключевые люди:: Фрэнк Шлезингер Герберт Холл Тернер Эдвард Эмерсон Барнард Генри Дрейпер Уильям Гершель

Похожие темы:: Солнце квазар сверхновая черная дыра двойная звезда

Просмотреть весь связанный контент →

Общие соображения

Солнце как точка сравнения

Изменения размера звезды

Что касается массы, размера и собственной яркости, Солнце является типичной звездой. Его приблизительная масса составляет 2 × 10 ³⁰ кг (около 330 000 масс Земли), приблизительный радиус 700 000 км (430 000 миль) и приблизительная светимость 4 × 10 ³³ эрг в секунду (или эквивалентно 4 × 10 ²³ киловатт мощности). Соответствующие величины других звезд часто измеряются с точки зрения величин Солнца.

Узнайте о различных типах звезд, классифицированных по массе и температуре: красные карлики, красные гиганты, сверхгиганты, белые и коричневые карлики

Посмотреть все видео к этой статье

Многие звезды различаются по количеству излучаемого ими света. Такие звезды, как Альтаир, Альфа Центавра A и B и Процион A, называются карликовыми звездами; их размеры примерно сопоставимы с размерами Солнца. Сириус А и Вега, хотя и намного ярче, также являются карликовыми звездами; их более высокие температуры дают большую скорость излучения на единицу площади. Альдебаран А, Арктур и Капелла А являются примерами звезд-гигантов, размеры которых намного больше, чем у Солнца. Наблюдения с помощью интерферометра (инструмента, измеряющего угол, образуемый диаметром звезды в точке, где находится наблюдатель) в сочетании с измерениями параллакса (которые определяют расстояние до звезды; см. ниже Определение звездных расстояний), дайте размеры 12 и 22 солнечных радиусов для Арктура и Альдебарана A. Бетельгейзе и Антарес A являются примерами звезд-сверхгигантов. Последняя имеет радиус примерно в 300 раз больше солнечного, тогда как переменная звезда Бетельгейзе колеблется между примерно 300 и 600 солнечными радиусами. Некоторые из звездного класса белых карликов, которые имеют низкую светимость и высокую плотность, также являются одними из самых ярких звезд. Ярким примером является Сириус B, имеющий радиус в одну тысячную меньше, чем у Солнца, что сравнимо с размером Земли. Также среди самых ярких звезд находятся Ригель А, молодой сверхгигант в созвездии Ориона, и Канопус, яркий маяк в Южном полушарии, часто используемый для навигации космических кораблей.

Викторина «Британника»

Космическая одиссея

Звездная активность и потеря массы

Солнечная активность, по-видимому, не уникальна. Установлено, что звезды многих типов активны и имеют звездные ветры, аналогичные солнечному ветру. Важность и повсеместность сильных звездных ветров стали очевидными только благодаря достижениям космической ультрафиолетовой и рентгеновской астрономии, а также радио- и инфракрасной наземной астрономии.

Рентгеновские наблюдения, выполненные в начале XIX в.80-е годы принесли довольно неожиданные находки. Они обнаружили, что почти все типы звезд окружены коронами с температурой в один миллион кельвинов (К) и выше. Кроме того, все звезды, по-видимому, имеют активные области, в том числе пятна, вспышки и протуберанцы, очень похожие на солнечные пятна ( см. солнечное пятно; солнечная вспышка; солнечный протуберанец). У некоторых звезд звездные пятна настолько велики, что все лицо звезды относительно темное, в то время как другие проявляют вспышечную активность в тысячи раз более интенсивную, чем на Солнце.

Оформите подписку Britannica Premium и получите доступ к эксклюзивному контенту. Подпишитесь сейчас

Яркие горячие голубые звезды имеют самые сильные звездные ветры. Наблюдения за их ультрафиолетовым спектром с помощью телескопов на зондирующих ракетах и космических кораблях показали, что скорость их ветра часто достигает 3000 км (примерно 2000 миль) в секунду, при этом скорость потери массы в миллиард раз превышает скорость солнечного ветра. Соответствующие темпы потери массы приближаются, а иногда и превышают стотысячную часть солнечной массы в год, а это означает, что одна целая солнечная масса (возможно, десятая часть общей массы звезды) уносится в космос за сравнительно короткий промежуток времени. из 100 000 лет. Соответственно, считается, что самые яркие звезды теряют значительную часть своей массы в течение своей жизни, которая, по расчетам, составляет всего несколько миллионов лет.

Ультрафиолетовые наблюдения показали, что для создания таких сильных ветров недостаточно давления горячих газов в короне, которая движет солнечным ветром. Вместо этого ветры горячих звезд должны быть вызваны непосредственно давлением энергичного ультрафиолетового излучения, испускаемого этими звездами. Помимо простого осознания того, что от таких горячих звезд исходит обильное количество ультрафиолетового излучения, детали этого процесса не совсем понятны. Что бы ни происходило, это, безусловно, сложно, поскольку ультрафиолетовые спектры звезд имеют тенденцию меняться со временем, а это означает, что ветер непостоянен. Стремясь лучше понять изменения скорости потока, теоретики исследуют возможные виды нестабильности, которые могут быть свойственны ярко светящимся горячим звездам.

Наблюдения, сделанные с помощью радио- и инфракрасных телескопов, а также с помощью оптических приборов, доказывают, что у светящихся холодных звезд есть также ветры, суммарные скорости потока массы которых сравнимы с таковыми у светящихся горячих звезд, хотя их скорости значительно ниже — около 30 км ( 20 миль) в секунду. Поскольку светящиеся красные звезды по своей природе являются холодными объектами (с температурой поверхности около 3000 К, или вдвое меньше, чем у Солнца), они излучают очень мало обнаруживаемого ультрафиолетового или рентгеновского излучения; таким образом, механизм, приводящий ветры в действие, должен отличаться от механизма светящихся горячих звезд. Ветры светящихся холодных звезд, в отличие от ветров горячих звезд, богаты пылинками и молекулами. Поскольку почти все звезды более массивные, чем Солнце, в конечном итоге превращаются в такие холодные звезды, их ветры, изливающиеся в космос от огромного количества звезд, обеспечивают главный источник нового газа и пыли в межзвездном пространстве, тем самым обеспечивая жизненно важное звено в цикле эволюции. звездообразование и галактическая эволюция. Как и в случае с горячими звездами, конкретный механизм, приводящий в движение ветры холодных звезд, непонятен; в настоящее время исследователи могут только предполагать, что турбулентность газа, магнитные поля или и то, и другое в атмосферах этих звезд как-то ответственны.

Сильные ветры также связаны с объектами, называемыми протозвездами, которые представляют собой огромные газовые шары, еще не ставшие полноценными звездами, в которых энергия обеспечивается ядерными реакциями ( см. ниже Звездообразование и эволюция). Радио- и инфракрасные наблюдения за молекулами дейтерия (тяжелого водорода) и монооксида углерода (CO) в туманности Ориона выявили облака газа, расширяющиеся наружу со скоростью, приближающейся к 100 км (60 миль) в секунду. Кроме того, интерферометрические наблюдения с высоким разрешением и очень длинной базой выявили расширяющиеся узлы естественного мазерного (когерентного микроволнового) излучения водяного пара вблизи областей звездообразования в Орионе, таким образом связывая сильные ветры с самими протозвездами. Конкретные причины этих ветров остаются неизвестными, но если они обычно сопровождают звездообразование, астрономам придется рассмотреть последствия для ранней Солнечной системы. В конце концов, Солнце тоже когда-то было протозвездой.

Chandra :: Учебные материалы :: Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Неформальное образование

Сотрудничество в сфере образования

Быстрые ссылки в Интернете

Пульсирующие переменные звезды и диаграмма Герцшпрунга-Рассела (H-R)

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (H-R)

Supernova с Pulsar SXP 1062 в
Малое Магелланово Облако (изображение Чандры)

В начале 1900-х годов Эйнар Герцшпрунг и Генри Норрис Рассел разработали диаграмму Герцшпрунга-Рассела (диаграмма H-R) – важный астрономический инструмент, который стал важным шагом на пути к пониманию эволюции звезд во времени. Звездную эволюцию нельзя изучать, наблюдая за отдельными звездами, поскольку большинство изменений происходит в течение нескольких миллионов и миллиардов лет. Астрофизики наблюдают за многочисленными звездами на разных этапах их эволюционной истории, чтобы определить их изменяющиеся свойства и вероятные эволюционные пути на диаграмме H-R. Диаграмма HR представляет собой точечную диаграмму звезд — график звездной абсолютной величины или светимости в зависимости от температуры поверхности или звездной классификации. Стадии звездной эволюции занимают определенные области на диаграмме H-R и обладают сходными свойствами. Один класс звезд — пульсирующие переменные, к которым относятся цефеиды, RR Лиры, полуправильные звезды и миры — занимают области нестабильности на диаграмме H-R и представляют собой переходные периоды между этапами эволюции.

Диаграмма H-R

Периодическая таблица элементов

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела (H-R) является аналогом периодической таблицы элементов. Было обнаружено, что когда абсолютная звездная величина (M _V ) — собственная яркость — звезд отображается в зависимости от температуры их поверхности (звездная классификация), звезды не распределяются на графике случайным образом, а в основном ограничены несколькими четко определенными областями. . Звезды в одних и тех же регионах имеют общий набор характеристик, точно так же, как группы, периоды и блоки элементов в периодической таблице. В отличие от периодической таблицы, по мере того, как физические характеристики звезды меняются на протяжении ее эволюционной истории, меняется и ее положение на диаграмме HR, поэтому диаграмму HR также можно рассматривать как графический график звездной эволюции. По расположению звезды на диаграмме известна ее светимость, спектральный класс, цвет, температура, масса, возраст, химический состав и история эволюции.

Спектральные изображения Гарвардской системы классификации

Большинство звезд классифицируются по температуре (спектральному типу) от самых горячих до самых холодных следующим образом: O B A F G K M. Эти категории далее подразделяются на подклассы от самых горячих (0) до самых холодных (9). Самые горячие B-звезды — это B0, а самые холодные — B9, за ними следует спектральный класс A0. Каждая основная спектральная классификация характеризуется своими уникальными спектрами. Хотя O B A F G K и M являются звездными классификациями, обычно отображаемыми на диаграммах HR, был обозначен ряд новых и расширенных спектральных классов. К ним относятся звезды Вольфа-Райе (W), холодные карлики (L), коричневые карлики (T), углеродные звезды (C) и звезды с линиями оксида циркония, которые находятся между звездами M и C (S). Углеродные звезды (C) включают звезды, которые первоначально относились к R- и N-звездам. Класс D (вырожденный) — современная классификация белых карликов. В основных классификациях есть подклассы — класс D делится на 7 различных подтипов белых карликов на основе различий в составе их атмосфер, например. Белые карлики DQ имеют богатую углеродом атмосферу, на что указывают спектральные линии атомарного или молекулярного углерода.

Спектральные линии могут показывать разные характеристики в пределах одного и того же спектрального класса или температуры (T), поэтому был разработан второй тип системы классификации звезд, использующий светимость. Различия в спектральных линиях у звезд одного и того же спектрального класса зависят от радиуса звезды, что приводит к разной светимости. Светимость (L) связана с абсолютной величиной (M _V ) звезды и представляет собой общее количество энергии, излучаемой в секунду. Светимость пропорциональна четвертой степени температуры (T ⁴). Следовательно, две звезды с одинаковой эффективной температурой, но очень разной светимостью должны различаться по размеру. Они принадлежат к разным классам светимости в пределах этого спектрального класса, что определяется по их спектрам. Светимости звезд колеблются от миллионной светимости Солнца до одной десятитысячной светимости Солнца. Основные категории светимости от наиболее до наименее светящихся: I и II, сверхгиганты и яркие гиганты соответственно, гиганты III, субгиганты IV, звезды главной последовательности V, субкарлики VI и белые карлики VII.

Основные ответвления на диаграмме H-R

Эволюционный след Солнца
На диаграмме H-R

Начинается в верхнем левом углу и изгибается вниз к нижнему правому углу, проходит полоса, называемая главной последовательностью. ~ 90% всех звезд находятся в пределах главной последовательности. Эти звезды располагаются от горячих и ярких звезд O и B в верхнем левом углу до холодных тусклых звезд K и M в правом нижнем углу. Звезды главной последовательности имеют довольно постоянную скорость синтеза водорода в их ядрах. В звездах главной последовательности радиационное давление, выталкиваемое наружу в результате процесса синтеза, уравновешиваемое внутренним притяжением гравитационных сил, поддерживает состояние динамического равновесия. Когда водород в ядре истощается и радиационное давление уменьшается, две силы становятся неуравновешенными, и звезда «сходит с главной последовательности» и начинает серию эволюционных стадий — конечный конечный продукт (ы) зависит от начальной массы звезды. . Гигантские и сверхгигантские ветви диаграммы H-R заняты звездами, перешедшими с главной последовательности и сливающими более тяжелые атомные ядра. По мере того как большинство звезд переходят с главной последовательности на ветви гигантов и сверхгигантов, они демонстрируют различные типы переменности, которые также приурочены к определенным областям на диаграмме.

Переменные звезды и кривые блеска

Классификация переменных звезд

Поскольку многие звезды переходят из одной стадии в другую на диаграмме H-R, они различаются по яркости. Яркость звезды (видимая величина) с нашей точки зрения здесь, на Земле, зависит от ее расстояния от Земли и ее фактической внутренней яркости, или абсолютной величины (M _V ). Поведение звезд, которые различаются по величине (яркости), можно изучать, измеряя изменения их яркости с течением времени и нанося изменения на график, называемый кривой блеска. Кривые блеска обычно представляют собой графики зависимости видимой величины от времени. Видимые величины звезд приведены к тому, какими они были бы без ослабления света, вызванного атмосферой. Самые яркие звезды обозначаются как звезды первой величины, а те, что находятся в пределах наблюдения невооруженным глазом, — как звезды шестой величины. Вега, самая яркая звезда летнего неба в Северном полушарии, изначально была обозначена как нулевая точка и имеет видимую величину +0,03. Примеры значений видимой звездной величины небесных объектов: Солнце, видимое с Земли -26,74, полная луна -12,9.2, Крабовидная сверхновая (SN 1054) -6,00, Венера -4,89, Сириус (α Большого Пса) -1,47 M33, (Галактика Андромеды) +5,72 и Плутон +13,65.

AAVSO Карликовая новая катаклизмическая переменная кривая блеска

Исторически шкалой времени был юлианский день (JD), система отсчета, начинающаяся с 1 января 4713 г. до н.э. – юлианский день номер 1. В настоящее время астрономы начинают использовать день и/или год для шкалы времени. Измерение и запись изменений величины и построение полученных кривых блеска позволяют астрономам определить период изменения. Период — это количество времени, за которое звезда проходит один полный цикл от максимальной величины до минимальной величины и обратно до максимальной величины. Общий каталог переменных звезд 2011 года (ОКПЗ) классифицирует 43 675 звезд Галактики Млечный Путь по нескольким различным категориям и подкатегориям изменчивости. ПРИМЕЧАНИЕ. Дополнительную информацию о переменных звездах и кривых блеска можно найти в Американской ассоциации переменных звезд. У Observers (AAVSO) есть набор учебных материалов — Астрономия переменных звезд (VSA) — с содержанием, мероприятиями и исследованиями, основанными на уникальной электронной базе данных AAVSO, содержащей более 21 000 000 наблюдений переменных звезд. Материалы VSA доступны по адресу http://www.aavso.org/education/vsa

Внутренние переменные звезды – катаклизмы и пульсации

Звездная эволюция: путешествие с Чандрой
Плакат Чандры

Внутренние переменные звезды изменяются из-за физических изменений внутри звезды или звездной системы и делятся на два класса — катаклизмы и пульсации. Многие из этих переменных являются либо стадиями звездной эволюции, либо переходными периодами от одной стадии звездной эволюции к другой. Пульсирующие звезды важны для изучения внутренней структуры и процессов эволюции звезд.

Тип Ia Supernova (SN1994D)
в Галактике NGC 4526

Остаток сверхновой Тихо
(Изображение Чандры)

Катаклизмические переменные: Сверхновые и новые звезды являются катаклизмическими переменными. Извержения новых звезд происходят в контактных бинарных системах. Некоторые системы состоят из белого карлика, вращающегося вокруг более крупной и более холодной звезды, такой как красный гигант, а в других есть белый карлик и звезда-компаньон главной последовательности. Слой богатого водородом материала медленно аккрецируется красным гигантом или звездой главной последовательности в аккреционный диск, окружающий компактный белый карлик. По мере накопления вещества в аккреционном диске диск становится нестабильным. В конце концов, вещество из нестабильного диска может упасть на белый карлик, что приведет к вспышке или новой. Если количество материала, падающего на поверхность белого карлика, достаточно велико, чтобы масса белого карлика приблизилась к пределу Чандрасекара, неуправляемый синтез приводит к термоядерному взрыву, который полностью уничтожает белый карлик, оставляя после себя только остаток. Яркость системы увеличивается до типичной величины -19..3 в течение нескольких дней, затем свет медленно возвращается к своей первоначальной яркости в течение следующих нескольких месяцев или лет. Термоядерное разрушение белого карлика является событием сверхновой типа Ia. Открытие первой признанной переменной звезды приписывается Тихо Браге, который обнаружил сверхновую в 1572 году. Сверхновая Тихо была событием типа Ia — остатком без звездного ядра.

SN 2006 г. Массивное событие сверхновой типа II
(Составной Чандра, изображение Ликской обсерватории)

Сравнительные кривые блеска для типа Ia, типа II,
SN 1987 (тип II) и SN 2006gy Сверхновые

Сверхновая типа II является результатом коллапса ядра массивной звезды. Ядро коллапсирует так быстро, что на мгновение выходит за пределы точки равновесия при ядерной плотности и мгновенно восстанавливается. Самые внутренние слои звезды все еще падают и встречаются с отскакивающим ядром, создавая ударную волну, которая проходит через слои наружу к поверхности звезды. Сверхновая типа II может стать ярче на 20 звездных величин и более; и если звезда-прародитель действительно массивный, он может затмить всю галактику в рентгеновском излучении. Конечный продукт в остатке зависит от начальной массы звезды и представляет собой нейтронную звезду, пульсар, магнетар или черную дыру. Сверхновые — это катастрофические и завершающие этапы эволюции более массивных звезд (тип II) и звезд-прародителей среднего размера в контактной двойной системе, которая эволюционировала в планетарную туманность и белый карлик (тип Ia). Более подробная информация о сверхновых типах Ia и II доступна по адресу: http://chandra.harvard.edu/edu/formal/snr/bg.html.

Пульсирующая переменная звезда Мира (Chi Cyg)

Пульсирующие переменные: Пульсирующие переменные звезды различаются по яркости из-за физических изменений внутри звезды. Пульсации обусловлены периодическим расширением и сжатием поверхностных слоев звезд. Изменение размера наблюдается как изменение видимой величины. Звезды пульсируют, потому что они не находятся в гидростатическом равновесии: сила тяжести, действующая на внешнюю массу звезды, не уравновешивается внутренним радиационным давлением, направленным наружу изнутри. Если звезда расширяется в результате повышенного радиационного давления, плотность материала и давление уменьшаются до гидростатического равновесие достигается, а затем выходит за пределы из-за импульса расширения. В этот момент звезда прозрачна, и фотоны могут ускользнуть. Затем преобладает гравитация, и звезда начинает сжиматься. Импульс падающего материала уносит сжатие за пределы точки равновесия. Звезда становится непрозрачной, фотоны захватываются, и звезда становится тусклее. Давление снова становится слишком высоким, и цикл начинается снова. Система действует как осциллятор. В рыхлых атмосферных слоях газов колебания сбиваются по фазе друг с другом и создают основу для хаотических движений. Энергия рассеивается во время таких пульсаций (аналогично потерям, вызванным силами трения), и в конечном итоге эта потеря энергии должна привести к затуханию или уменьшению пульсаций. Преобладание и регулярность пульсирующих звезд подразумевает, что рассеиваемая энергия каким-то образом пополняется. Динамика пульсирующих переменных звезд сложна и недостаточно изучена.

Различные типы пульсирующих переменных различаются периодами пульсации и формой кривых блеска. Это, в свою очередь, является функцией их массы и стадии эволюции. Цефеиды, RR Лиры и Длиннопериодические Переменные (LPVs) — Миры и Полуправильные звезды — пульсирующие переменные звезды и занимают области на HR-диаграмме, называемые полосами нестабильности. Нестабильность возникает при переходе звезд главной последовательности к гигантской и сверхгигантской ветвям диаграммы Г-Р и вдоль них.

AAVSO Кривая блеска цефеид (Delta Cephei)

Переменные звезды цефеид расширяются и сжимаются в повторяющемся цикле изменения размера. Изменение размера можно наблюдать как изменение видимой яркости (видимой звездной величины). Цефеиды имеют повторяющийся цикл изменений, который является периодическим — таким же регулярным, как биение сердца, с периодами от 1 до 70 дней с изменением амплитуды от 0,1 до 2,0 звездной величины. Эти массивные звезды (около 8 солнечных масс) обладают высокой светимостью и относятся к максимальному спектральному классу F и минимальному от G до K. Цефеиды занимают вытянутую горизонтальную полосу нестабильности на диаграмме H-R по мере перехода массивных звезд с главной последовательности на ветви гигантов и/или сверхгигантов.

AAVSO RR Lyrae Light Curve
(RR Lyrae)

Переменные RR Lyrae — более старые пульсирующие белые гиганты с низкой металличностью. Они распространены в шаровых скоплениях — плотных группах старых звезд в гало галактик. Как и цефеиды, их пульсации периодические. RR Лиры имеют массу ~0,5 солнечной и имеют короткий период пульсации от 0,05 до 1,2 дня и вариации амплитуды от 0,3 до 2 звездных величин. Звезды типа RR Лиры обычно относятся к спектральному классу А. Звезды типа RR Лиры занимают небольшую полосу нестабильности вблизи пересечения главной последовательности и горизонтальной ветви гигантов (ГВ). Звезды HB покинули ветвь красных гигантов и характеризуются слиянием гелия в своих ядрах, окруженных оболочкой слияния водорода. Звезды RR Лиры — это высокоэволюционировавшие старые звезды с низкой металличностью, более яркие, чем Солнце, и менее яркие, чем цефеиды. Шаровые скопления с четко выраженными горизонтальными ветвями обычно имеют значительное количество звезд типа RR Лиры.

RR Лиры в шаровом скоплении
M3 Movie

Все звезды типа RR Лиры в скоплении имеют одинаковую среднюю видимую величину. В разных скоплениях средняя видимая величина разная. Это связано с тем, что все RR Лиры имеют примерно одинаковую среднюю абсолютную звездную величину +0,75. Многие звезды-гиганты с меньшей массой пройдут стадию пульсации RR Лиры, в то время как многие звезды-гиганты с большей массой пройдут стадию цефеид. Поскольку звезды с малой массой живут дольше, чем звезды с большой массой, звезды-цефеиды как группа моложе звезд типа RR Лиры. Звезды RR Лиры можно использовать в качестве стандартных свечей для измерения космологических расстояний до ~ 760 000 парсеков (2,5 миллиона световых лет). Более яркие переменные цефеид можно использовать для измерения расстояний до ~ 40 миллионов парсеков (130 миллионов световых лет).

Зависимость периода от светимости

Переменные цефеид и RR Лиры отображают взаимосвязь между их периодами и светимостью. Соотношение период-светимость также известно как закон Ливитта, названный в честь его первооткрывательницы Генриетты Ливитт из обсерватории Гарвардского колледжа в Кембридже, штат Массачусетс, в начале 1900-х годов. Как только цефеида или RR Lyrae идентифицированы по ее кривой блеска, вычисляется период и определяется соответствующая светимость. Затем светимость либо используется напрямую, либо преобразуется в абсолютную величину и используется с видимой величиной в уравнении модуля расстояния для расчета расстояний. Модуль расстояния — это математическое соотношение, связывающее абсолютную величину, видимую величину и расстояние. Общее соотношение записывается как: m — M = 5 log ₁₀ [d / (10 pc)], где m = видимая звездная величина, M = абсолютная звездная величина и d = расстояние.

Кривая блеска AAVSO (Омикрон Кита)

Длиннопериодические переменные (LPV) — это пульсирующие красные гиганты или сверхгиганты с периодами от 30 до 1000 дней. Обычно они относятся к спектральному классу M, R, C или N. Есть два подкласса; Мира и Полурегулярный.

Изображение и иллюстрация переменных системы Мира А и Мира В системы

Мира представляют собой периодически пульсирующие красные гиганты с периодами от 80 до 1000 дней. Это этап, через который проходят большинство звезд главной последовательности среднего размера, эволюционируя в ветвь красных гигантов. Миры имеют вариации амплитуды более 2,5 звездной величины. Мира (Омикрон Кита) является прототипом переменных звезд Мира. Солнце в конечном итоге перейдет через пульсирующую стадию Миры. Полоса нестабильности Миры на диаграмме H-R расположена в области между звездами среднего размера на главной последовательности и ветви гигантов. Мира была второй переменной звездой, открытой Давидом Фабрициусом в 159 г.6 – 24 года после наблюдения Тихо сверхновой типа Ia. Мира находится в контактной двойной системе с белым карликом. Материал с поверхности красного гиганта Мира А формирует аккреционный диск, окружающий белый карлик Мира В. Мира в конечном итоге коллапсирует и образует планетарную туманность и белый карлик. Если достаточно большая масса материалов упадет на поверхность белого карлика (Мира B) из Миры А, белый карлик может вызвать событие сверхновой типа Ia — в противном случае система приведет к двум совместно вращающимся белым карликам.

Кривая блеска AAVSO (Z Большой Медведицы)

Антарес в созвездии Скорпиона

Бетельгейзе в
Созвездие Ориона

Полуправильные переменные — это гиганты и сверхгиганты, демонстрирующие периодичность, сопровождаемую интервалами полуправильных или неправильных изменений блеска. Их периоды колеблются от 30 до 1000 дней, как правило, с вариациями амплитуды менее 2,5 звездной величины. Антарес (α Скорпиона) и Бетельгейзе (α Orionis) — два ярких примера полуправильных переменных звезд LPV. Эти звезды занимают область нестабильности на диаграмме H-R над переменными мира и, как правило, относятся к спектральным классам K, M, C или S. Антарес и Бетельгейзе обе в конечном итоге коллапсируют в сверхновые типа II, оставляя после себя остаток и нейтронную звезду или пульсар. ядро — возможно, в течение следующего миллиона лет.

Пульсирующие переменные звезды и полосы нестабильности на диаграмме H-R

SN G292.0+1.8 Composite Image
Chandra/Palomar Obs/DSS

Многие объекты не могут быть нанесены на диаграмму H-R из-за их экстремальных и сложных свойств, например, нейтронные звезды, пульсары, черные дыры, планетарные туманности и остатки сверхновых. Нейтронные звезды и пульсары — это звездные ядра коллапсирующих сверхгигантов. Их температура составляет примерно миллион градусов по Кельвину, и они упадут далеко влево на диаграмме H-R. Черные дыры, конечный результат катастрофических коллапсов самых массивных звезд, сами по себе не излучают свет и поэтому не имеют абсолютной визуальной величины. Их окружение может стать видимым, если они накапливают массу от двойного компаньона, но их все равно нельзя разместить на диаграмме H-R. Планетарные туманности — это остатки, состоящие из освещенного материала, окружающего белые карлики. Сильные звездные ветры от красных гигантов-прародителей и выброс поверхностных материалов из-за небольшого отскока ядра во время коллапса создают планетарные туманности, которые продолжают расширяться в межзвездную среду (ISM). Хотя планетарные туманности иногда изображают на диаграммах H-R, обычно это делается для того, чтобы показать движение центральной звезды белого карлика по мере ее перехода в ветвь белых карликов на диаграмме — они также попадают в левый верхний левый квадрант диаграммы. H-R диаграмма. По мере того как планетарные туманности продолжают расширяться, они становятся все более и более разреженными и через ~25 000–50 000 лет больше не видны. Остатки сверхновых типа II содержат материалы от звезды-прародителя, когда отскакивающее ядро встречается с падающими слоями атмосферы, а остатки сверхновых типа Ia представляют собой материалы, полученные в результате термоядерного разрушения белого карлика. Остатки сложны и содержат такие структуры, как узлы, нити и ударные волны, и не могут быть нанесены на диаграмму H-R.

Полосы диаграммы нестабильности H-R

Поскольку звезды наносятся на диаграмму H-R по абсолютной звездной величине и/или светимости и температуре поверхности (звездная классификация), каждая звезда изображается как одна точка данных. Звезды главной последовательности, гиганты и сверхгиганты, а также белые карлики занимают определенные ветви на диаграмме. Эти объекты имеют абсолютную величину и температуру, которые не изменяются настолько, чтобы изменить их спектральный класс. Нанесение цефеид, RR Лиры, Миры и полуправильных пульсирующих переменных звезд на диаграмму H-R не является единым графиком, как непульсирующих звезд. В своем развитии через полосы неустойчивости они пульсационно неустойчивы – расширяются и светлеют, затем сжимаются и тускнеют. Полосы нестабильности Мирас и Цефеид особенно вытянуты из-за этих расширений и сжатий. Некоторые пульсирующие переменные звезды изменяют температуру на два спектральных класса в течение одного цикла от максимума до минимума. Для изучения полного цикла изменения отдельных переменных звезд необходимо дважды нанести их на диаграмму H-R — оба при максимальной абсолютной величине (M _Vmax ) и минимальная абсолютная величина (M _Vmin ) – вместе с соответствующими спектральными классами. ПРИМЕЧАНИЕ. Для упрощения пульсирующие переменные обычно отображаются на диаграммах H-R с одной точкой данных, которая представляет их средние абсолютные величины и температуры. Средние располагают переменные на диаграмме в середине их циклов; тогда как лучшее понимание этих звезд требует нанесения их на обе крайние точки их циклов, чтобы легче было увидеть степень вариации.

Чандра Иллюстрация Star CoRoT-2A
с планетой и отдаленной звездой-компаньоном

Переменные звезды необходимо систематически наблюдать в течение десятилетий, чтобы определить их долгосрочное поведение. Данные наблюдений используются для анализа поведения переменных звезд и разработки компьютерных теоретических моделей переменных звезд. Характер изменчивости дает информацию о звездных свойствах, таких как масса, радиус, светимость, температура, внутренняя и внешняя структура, состав и история эволюции. Переменные звезды играют решающую роль в нашем понимании Вселенной. Цефеиды и RR Лиры сыграли важную роль в определении расстояний до галактик и определении возраста Вселенной. Переменные мира дают нам представление о будущей эволюции нашей собственной звезды; солнце.