Пульсацияланатын айнымалыларды анықтап түсіндіріңіз

Айнымалы жұлдыздардың жарықтылығы (яркости) өзгерісімен қатар спектралдық сызықтарының толқын ұзындықтары да өзгереді. Жұлдыздың ішкі қабаттарының пулсациясына байланысты, бұл өзгерістер Допплер эффектісіне негізделеді. Бақыланатын газ қозғалысының жылдамдығы 40-200 км/сек аумағында. Жұлдыз диаметрі пульсация барысында екі есе өседі, бірақ көбіне өлшемдерінің өзгерісі өте аз. Жарық тербелісінің ең негізгі себебі беттік температураның периодты түрде өзгерісі. Жұлдыздың жарқырауы оның эффективті температурасына сезімтал тәуелді L ~ ^T4_e. Сондықтан эффективті температураның аз өзгерісі жарықтылықтың үлкен өзгерісіне алып келеді. Пульсация периоды жұлдыздың өзіндік жиілігіне сай келеді. Камертон тербелістері ұқсас, жұлдыздың негізгі тербеліс жиілігі бар. Негізгі тербеліске қосымша “обертондар” басқа жиіліктер де болуы мүмкін. Бақыланатын жарықтылық (яркости) өзгерісі барлық тербелістердің суперпозициясы ретінде түсіндіріледі. 1920 ж. Ағылшын астрофизигі сэр Артур Эддингтон пульсация периоды түбір астындағы орташа тығыздыққа кері пропорционал екенін көрсетті. P Q- жұлдыз құрылымына тәуелді, пулсациялық тұрақты. Периодтарымен ажыратылмайтын, бір типтегі айнымалы жұлдыздар үшін бұл шама тұрақты

P ~ p ^1/2.. Қалыпты жағдайда жұлдыз тұрақты гидростатикалық тепе-тең күйде. Егер жұлдыздың ішкі қабаттары ұлғаятын болса, онда тығыздық пен температура төмендейді. Қысымы кеміп, онда гравитациялық күш газды қайта сығылады. Бірақ егер энергия газ қозғалысымен тасымалданбайтын болса, онда бұл тербелістер өшіп қалады. Егер газ тығыздығы өте жоғары аумақтарды артық жұтылатын болса, онда жұлдыз қойнауындағы сәулелік ағын энергиясы жұлдыз тербелісіне энергия көзі болар еді. Егер ионизация зоналары атмосфераның қажетті тереңдігінде орналасса, сығылу процесі кезінде жұтылатын және ионизация зоналардың кеңею процесі кезіндегі босатылатын энергия тербелістерді басқарады. Беттік температурасы 6000-9000 К жұлдыздар осындай тұрақсыздыққа ие. HR- диаграмманың сәйкес бөлігі тұрақсыз цефеидтер аумағы деп аталады. Айнымалы-Мира. Айнымалы-Мира (Mira Ceti типінің бірінші ашылған айнымалы жұлдызға байланысты аталуы) М спектральдық класстағы аса гинатттар, спектрлерінде эмиссиондық сызықтар бар. Тұрақты жұлдыздық жел әсерінен орнықты түрде газ жоғалтады. Периоды 100-1000 тәулік, осы себептенде оларды ұзақпериодты айнымалылар деп те атайды. Көрінетін аумақта жарқырауының тербеліс амплитудасы алтыншы жұлдыздық шамада. Мираның периоды 330 тәулікке жуық, диаметрі 2 а.б. Максимум шамада Мираның жарқырауы 2-4 жұлдыздық шамада, ал минимумде 12-ші жұлдыздық шамаға дейін кемуі мүмкін. Айнымалы-Мираның эффективті температурасы 2000 К. Сондықтан 95 % сәулелену инфрақызылға сәйкес, температураның өте кіші өзгерісі көрінетін жарықтылықтың өте үлкен өзгерісіне алып келеді. Суретте ұзақпериодты Мира-кит жұлдызының жарқырау қисығы келтірілген.

Цефеидтер. Ең маңызды пульсацияланатын айнымалылардың бірі – цефеидтер, ең алғаш ашылған дельта-Цефей типіне байланысты аталған. Аса жоғары гиганттар I типтегі, спектральдық класстары F-K. Периодтары 1-50 тәулік, ал амплитудасы 0,3-2,5 жұлдыздық шамада. Жарқырау қисығының формасы дұрыс, жарқырауының тез өсуімен қатар баяу кемуін көрсетеді. 1912 ж. Генриетта Ливитт ашқан Кіші Магелландық бұлттағы цефеидтер үшін, цефеидтің периоды мен оның абсолютік жұлдыздық шамасы арасында керемет байланыс бар. “Период-жарықтылық” тәуелділігі жақын Галактика мен жұлдыздарға дейінгі ара қашықтықты анықтауға қолданылады. Пульсация периоды орташа тығыздықпен байланысты. Екінші жағынан жұлдыздың өлшемі, сонымен қатар оның орташа тығыздығы оның толық жарқырауымен байланысты. Пульсацияланатын жұлдыздардың периоды мен жарқыраулары арасында неліктен байланыс болу керек. Классикалық цефеидтердің абсолюттік жұлдыздық шамасы М мен периодының P байланысы суретте келтірілген. М мен lg P байланысы сызықтық. Цефеидтер жарқырауы түсіне де тәуелді.

(RR Lyrae) RR Лира типті жұлдыздар. RR Лира типті жұлдыздардың 3-ші маңызды класы.Жарықтылығының тербелісі цефеидтерге қарағандабір жұлдыздық шамаға кем. Периодтары да қысқа, тәуліктен кем. RR Лира типті жұлдыздар 2-ші типті........... Мұндай жұлдыздар шар тәрізді шоғырлануларда кездеседі, сондықтан шоғырлар айнымалылары деп атаған. RR Лира типті жұлдыздың абсолюттік жұлдыздық шамасы M_v =0.6+-0.3. Олардың барлығы жуық шамамен бірдей жас пен массаға ие, гелий тек ядрода ғана жанатын эволюциялық фазасы да бір. RR Лира типті жұлдыздардың абсолюттік жұлдыздық шамасы белгілі болғандықтан шар тәрізді шоғырларға дейінгі ара қашықтықты анықтауға болады.

Басқа пульсацияланатын айнымалылар. Айнымалы жұлдыздардың тағы қосымша үлкен тобы жартылай дұрыс формалы мен бұрыс формалы айнымалылар. Олар өте аса жоғары гиганттар, егер пульсацияларында периодтылық байқалса, онда жартылай дұрыс деп аталады, периодтылық байқалмаса онда бұрыс формалы. Жартылай дұрыс формалы айнымалы мысалы Бетельгейзе (альфа - Орион).